keskiviikko 31. elokuuta 2016

Aikaisemmin tuntematon asteroidi huispasi läheltä ohi

Created by Gizmodo using NASA JPL’s Small body
database observor.
Aikaisemmin tuntematon asteroidi 2016 QA2 ohitti maapallon vain noin 100 000 km etäisyydeltä elokuun 28 päivänä kello 4.24 Suomen aikaa. Etäisyys vastasi vain ¼ Kuun etäisyydestä. Asteroidi havaittiin ensimmäisen kerran elokuun 27 päivänä ja lähimmillään se oli vain noin vuorokauden kuluttua löytämisestään.

Tutkijat arvelevat asteroidin kooksi noin 16×42 metriä, joten mahdollisen törmäyksen sattuessa se olisi saanut aikaan merkittävää tuhoa useiden satojen neliökilometrien alueella törmäyspaikassaan. Tuhovaikutusten määrä ja laati riippuvat törmäävän kappaleen ominaisuuksista, joten tarkaa arviota ilman törmäävän kappaleen ominaisuuksien tuntemusta ei voida tehdä.

Nasa arvioi, että yli 90 % Maata lähestyvistä[1] asteroideista (NEO), joiden koko on enemmän kuin 1 km tunnetaan. Asia on paljon huonommin asteroidien joiden koko on yli 160 m osalta, sillä niistä tunnetaan arviolta noin 30 % ja vain alle 1 prosentti asteroideista joiden koko on vähintään 30 metriä. Näitä pienempien asteroidien tai meteoroidien määrää ei osata edes arvioida.

Huomautukset

[1] NEOiksi määritellään ne steroidit jotka tulevat radallaan lähemmäksi Aurinkoa kuin 1,3 au etäisyydelle. Toinen ryhmä, NEA, ovat Maan lähelle tulevia asteroideja joiden etäisyys on alle 1,3 au. 


Kolmas ryhmä, PHA ovat asteroideja, joiden lähietäisyys maapallon kanssa on alle 0,05 au eli noin 7,5 miljoonan kilometrin (noin 20× Kuun etäisyys) ja jotka muodostavat mahdollisesti törmäysvaaran maapallon kanssa. Pienempiä kuin 150 metrin halkaisijaltaan olevia kappaleita ei kuitenkaan lasketa PHAksi, sillä niiden aiheuttama tuhovaikutus on paikallista tai enintään maanosaan vaikuttavaa. Tällä hetkellä tunnetaan 1726 PHAksi luokiteltua asteroidia.

sunnuntai 21. elokuuta 2016

Muistatko komeetta ISONin?

Komeetta ISON valokuvattuna TRAPPIST-teleskoopilla
ESOn La Silla observatoriossa (Chile) 15. marraskuuta
2013. Kuva 
TRAPPIST/E. Jehin/ESO.
Muistatko komeetta ISONin (C / 2012 S1 (ISON)[1] ? Siitä odotettiin näyttävää spektaakkelia Auringon ohittamisen jälkeen joulukuussa 2013. Spektaakkelia ei kuitenkaan tullut, sillä komeetta katosi kuin tuhka tuuleen ja mitä ilmeisimmin aivan kirjaimellisesti. Tutkijat ovat esittäneet monia hypoteeseja siitä, mitä todella tapahtui. Tuorein tutkimus[2] kuitenkin selittää komeetan katoamisen uskottavasti.

Tavallisesti komeetan kokoa määriteltäessä turvaudutaan sen näkyvään kirkkauteen. ISON havaittiin noin vuotta ennen sen periheliä ja sen laskettiin olevan suhteellisen suuri. Vertailukohtana käytettiin komeetta Lovejoy (C/2011 W3 (Lovejoy)[4], joka läpäisi Auringon koronan joulukuun 16 päivänä 2011 ja jonka rata muistutti ISON-komeetan rataa.

Bryans ja Pesnell tarkastelivat ISONin käyttäytymistä ja tulivat tulokseen, jonka mukaan komeetta ei kuitenkaan ollut niin kookas kuin mitä sen visuaalisesta kirkkaudesta pääteltiin. ISON oli peräisin kauempaa avaruudesta kuin Lovejoy, joten se oli kylmempi ja mitä ilmeisimmin ensimmäisellä kierroksellaan aurinkokunnan sisäosissa.

Komeetan rakenne poikkesi Lovejoyn rakenteesta ja siinä oli enemmän haihtuvia aineita (erilaisina jäinä). Runsas haihtuminen komeetan lähestyessä Aurinkoa antoi illuusion isommasta komeetasta kuin mitä se todellisuudessa oli. Tutkijat laskivat, että komeettaytimen koko oli vain neljäsosa Lovejoyn ytimen koosta. Kokolaskelmaa tuki sekin, että ISON ei emittoinut uv-säteilyä kuten Lovejoy, sillä se ilmeisesti haihtui kokonaan jo paljon kauempana kuin mihin Lovejoyn rata komeetan vei.

ISON-komeetan lähestyessä Aurinkoa marraskuussa 2012, se hajosi pienemmiksi kappaleiksi jo ennen Auringon koronaan saapumistaan. Hajoaminen lisäsi komeetan kirkkautta mutta samalla se nopeutti komeetan hajoamista. Ilmeisesti vain komeetassa ollut kiviaines[3] selviytyi (jos sekään) perihelin ohituksesta 1,2 miljoonan km etäisyydellä Auringosta.

 Huomautukset


[1] Komeetan havaitsivat valkovenäläinen Vitali Nevski ja venäläinen Artjom Novitšonok ISON-verkoston 0,4 m kaukoputkella syyskuun 21 päivänä 2012.

[2] Paul Bryans ja W. Dean Pesnell,  Astrophysical Journal, DOI: 10,3847 / 0004-637X / 822 / 2/77

[3] Komeettojen rakenteen uskotaan useimmassa tapauksessa olevan jäätyneitä kivikasoja. Tämä tarkoittaa sitä, että eri aineksista koostuneiden jäitten lisäksi niissä on jonkin verran kiviainesta enemmän tai vähemmän yhtenäisessä muodossa. Aikaisemmat tutkimukset osoittavat, että komeettojen kiviaines ei useinkaan ole kovin lujaa vaan pikemminkin vain löyhästi yhtyeenliittynyttä suhteellisen hienojakoista pölyä tai soraa.

[4] Komeetta Lovejoy (C/2011 W3 (Lovejoy) on pitkäjaksoinen auringonhipoja ja se kuuluu Kreutzin ryhmään (komeettoja jotka perihelissään ”hipaisevat” Aurinkoa). Komeetan löysi komeettojen etsintää harrastava Terry Lovejoy 27 marraskuuta 2011. Komeetta oli kolmas Lovejoyn löytämä. Komeetan periheli vie sen aina 140 000 km etäisyyteen Auringosta. Etäisyys oli niin lähellä Aurinkoa, että komeetan ei uskottu selviävän perihelin ohituksesta. Se kuitenkin ilmaantui näkyviin joulukuun 21./22. päivänä 2011 ja näkyi himmeästi eteläisellä tähtitaivaalla (ei Suomessa) jopa paljain silmin.


lauantai 20. elokuuta 2016

Tabbyn tähden mysteeri syvenee

Keplerin datasta esiinperattu Tabbyn täden kirkkauden
himmeneminen. Kuva Montet ja Simon/ Arxiv.
Tabbyn tähti, virallisesti KIC 8462852 [1], on osoittautunut tutkijoille kovaksi pähkinäksi. Tähden kirkkaudessa havaittiin (Planet Hunters[2]) äkillisiä, jopa 20 % himmenemisiä, jotka ilmaantuivat epäsäännöllisesti. 

Tutkijoiden mukaan kyseisen ilmiön aiheuttajana ei voinut olla planeetta tai planeettoja, koska näiden aiheuttamat himmenemiset ovat säännöllisiä ja missään tapauksessa ne eivät ole syvyydeltään havaitun suuruisia. Muitakin selityksiä yritettiin tehdä, mutta mitään niistä ei ole pystytty osoittamaan oikeaksi. Enemmän Tabbyn tähden löytö ja tutkimushistoriasta artikkelissa [5].

Tähden pitkäaikainen himmeneminen on ollut tunnettu jo aikaisemmin. Nyt Benjamin Montet (Caltech ja Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) ja Joshua Simon (Carnegie Institution of Washington) ovat julkaisseet uuden tutkimuksen[4], jonka mukaan himmeneminen on havaittavissa myös Keplerin kokoamassa aineistossa. Jos tähden himmeneminen on todellista, niin se pitäisi näkyä Keplerin aineistossa usean tuhannesosa magnitudin himmenemisenä neljän vuoden aikana minkä avaruuskaukoputki ehti tehdä havaintojaan.

Tutkijoiden eteen ilmaantui kuitenkin uusi ongelma, Kepleriä ei ollut suunniteltu havaitsemaan pitkäaikaista himmenemistä. Keplerin datasta oli poistettu ko. tiedot ja tutkijoilla kului pitkä aika sen palauttamiseen. Tutkimus paljasti yllättävän lopputuloksen: tähti himmenee jopa nopeammin kuin pitkäaikaisesta himmenemisestä voitiin laskea. Ensimmäiset kolme vuotta tähti himmeni 0,3 % vuodessa, se vastaa noin 0,37 magnitudin kirkkauden menetystä vuosisadassa. Se oli kaksinkertainen Schaeferin[2] havaitsemaan arvoon verrattuna.

Kolmen vuoden jälkeen tähden himmeneminen kiihtyi 6 kuukauden ajaksi. Himmeneminen oli 2,5 % vuodessa. Himmeneminen tasaantui ensimmäisen kolmen vuoden suuruiseksi kauden päättyessä, mutta valitettavasti myös Keplerin toimintakausi päättyi tässä vaiheessa kahden reaktiopyörän rikkoontumiseen[3]. Havainnot kuitenkin tukevat Schaeherin tutkimusta vaikka pitkäaikaisesta himmenemisestä ei vielä täyttä varmuutta saatukaan. Epävarmuus johtuu lähinnä siitä, että 500 Tabbyn tähden kaltaisen tähden joukosta ei havaittu ainoataan vastaavalla tavalla pitkäaikaisesti himmenevää tähteä.

Tabetha Boyajian on hakenut 100 000 dollarin Kickstarter-rahoitusta, jotta Las Cumbres Observatory Global Telescope Network (LCOGT) voisi tehdä lisähavaintoja tähdestä.

Huomautukset

[1] KIC 8462852 on 12 kirkkausluokan pääsarjan tähti, jonka spektriluokka on F3V. Se sijaitsee 1480 valovuoden etäisyydellä Joutsenen tähdistössä. Tähden massa on 1,43 × M (Auringon massaa) ja säde 1,58 × R (Auringon säde), visuaalinen kirkkaus 5 × L (Auringon kirkkaus), lämpötila noin 6750 K (Aurinko noin 5800 K). Tähti pyörii itsensä ympäri hyvin nopeasti, kiertoaika on 0,88 vuorokautta.









torstai 4. elokuuta 2016

Tänä vuonna perseidit voivat olla tavallista runsaampia

Perseidit ovat nopeita ja lyhytaikaisia, yleensä kestoltaan
reilusti alle sekunnin. Kuva on vuodelta 2014.
Kuva © Kari A. Kuure.
Vuoden näyttävimmän meteoriparven, perseidien aika on käsillä. Niitä on voinut nähdä jo heinäkuun 17. päivästä alkaen ja viimeisimmät parveen kuuluvat meteorit nähdään 24. elokuuta. Parven maksimi sijoittuu elokuun 12. päivän iltaan. Näin ollen meteoreja voidaan nähdä runsaasti ainakin 12./13. päivien välisenä yönä.

Tänä vuonna parven maksimi voi olla näyttävää katseltavaa, sillä meteoriasiantuntijat ennustavat parven tiheyden kaksinkertaistuneen johtuen siitä, Jupiter on hieman siirtänyt komeetta Swift-Tuttlesta jäänyttä pölyvanaa hieman lähemmäksi maapallon rataa. Tavallisesti parven maksimin aikaan voidaan nähdä muutamia kymmeniä meteoreja tunnissa ja tänä vuonna siis ainakin parikertaa enemmän.

Asiantuntijat kuvaavat meteoriparvien maksimin tiheyttä zeniittituntiluvulla (ZHR), joka on laskennallinen arvo. Arvoa laskettaessa oletetaan kaikkien meteorien tulevan juuri zeniitistä (keskitaivas). Näin ei luonnollisestikaan ole, meteorit näkyvät missä tahansa suunnasta taivasta. Lisäksi yksi havaitsija ei pysty havaitsemaan koko taivasta ja usein näkökenttää rajoittavat korkeat rakennukset tai muut näkemä esteet. Kolmas tekijä on ilmakehä, joka heikentää meteorien näkymistä sitä enemmän mitä lähemmäksi horisonttia katsotaan. ZHR-lukua laskettaessa pyritään arvioimaan näiden kaikkien tekijöiden yhteisvaikutus ja ZHR-luku on siis teoreettinen määrä meteoreja jos yksikään näistä tekijöistä ei haittaisi havaitsemista. Tavallisesti perseidille ZHR-luku on luokkaa 100 (vaihtelee lähteestä riippuen) mutta tälle vuodelle sen ennustetaan nousevan jopa arvoon 200.

Mitä ZHR-arvo sitten käytännössä tarkoittaa? Tavallisesti havaitsija voi nähdä maksimin aikaan 20–30 tunnissa, eli meteorin voi nähdä keskimäärin joka toinen minuutti. Tosin meteorit eivät näy tasaisesti, vaan ne yleensä esiintyvät pieninä ryppäinä ja ryppäiden ajallinen väli voi olla useita minuutteja. Parven maksimi on ajallisesti myös suhteellisen lyhyt, ehkä korkeintaan pari tuntia, usein jopa lyhyempi. Sitä ennen ja sen jälkeen parven meteorimäärä nousee tai vähenee eksponentiaalisesti, eli muutamaa tuntia ennen maksimia tai saman verran sen jälkeen nähdään korkeintaan pari kolme meteoria tunnissa.

Meteoreja havaitaan paljain silmin. Havaintopaikaksi on syytä valita mahdollisimman vähän valosaastunut paikka, yleensä maaseutua on paras. Perseidit näyttävät tulevan Perseuksen tähdistön pohjoisosasta mutta itse meteorit näkyvät kaikkialla taivaalla. Näin ollen havaintosuunnaksi pitäisi valita mahdollisimman pimeä taivaanosa ja havaintoja tulee tehdä yhtäjaksoisesti yön pimeimpinä hetkinä (noin kello 00–03 välillä).


Lisää tietoja meteoreista löytyy Tampereen Ursan blogista