lauantai 24. syyskuuta 2016

Onko Albireo todellinen kaksoistähti?

Albireo on helpostiloydettävissä syyskaudella eteläiseltä
taivaalta. ja sen katseluun riittää pienikin kaukoputki.
Kuva © Kari A. Kuure.
Tampereen Ursan syyskauden tähtinäytöksiin kuuluva kohde Albireo (Joutsenessa) ei ehkä olekaan aivan oikea kaksoistähti vaan sattumalta samassa suunnassa oleva optinen kaksoistähti. Tällaisen ajatuksen heitti Bob King (AAVSO) Sky and Telescope -lehden blogiartikkelissa 21.9.2016.

Perusteina King esittää useita hieman omituisia mittaustuloksia joiden uudelleen tulkinta johtaa lähes vääjäämättä optiseen kaksoistähteen, jos mittaukset pitävät paikkansa. King jättää kuitenkin sen mahdollisuuden, että mittausten epävarmuus olisi perimmäinen syy epätarkkoihin lukuihin.

Albireo, joka tunnetaan myös beeta (b) Cygni nimellä, sijaitsee noin 380 valovuoden etäisyydellä Joutsen tähdistössä ja näkyy korkealla eteläisellä taivaalla syyskaudella illan pimennyttyä. Tähden A komponentti[1] on K3 spektriluokan oranssijättiläinen, jonka massa on noin 5 MSun(auringonmassaa). B komponentti[2] puolestaan on B8-spektriluokan sinivalkoinen kääpiötähti, jonka massa on noin 3,3 MSun . Tähdet näkyvät noin 34 kaarisekunnin etäisyydellä toisistaan, joten ne erottuvat kaksoistähdeksi pienelläkin kiikarilla tai kaukoputkella.

Kingin mukaan ensimmäiset mittaukset tähtiparista tehtiin 261 vuotta sitten, jolloin niiden asento (PA) oli 58°. Nykyinen PA on 54°, joten epävarmuustekijät huomioon ottaen tähtien keskinäinen kiertoaika pitäisi olla 75 000 – 100 000 vuotta. Kiertoajan ollessa näin pitkä, kuluisi melkoinen tovi ennen kuin mittauksin asiaan saataisiin vahvistusta.

King jatkaa todisteluaan blogissaan[3] . A-tähden ominaisliikkeestä johtuen sen rektaskensio pienenee 2 mas (millikaarisekuntia) vuodessa. Muutos deklinaatiossa on 1 mas, joten tähden suuntakulma PA= 224°. B-tähden vastaavat muutokset ovat 1 mas ja 2,0 mas etelään, joten suuntakulmaksi tulee PA=206°. Tähdet siis näyttävät kulkevan merkittävästi eri suuntiin. Myös Simbad tietokanta antaa tähdille merkittävästi erilaiset liikesuunnat ja nopeudet.

Ehkä vielä mielenkiintoisempi tulos tulee tarkasteltaessa tähtien säteisnopeuksia. b Cygni A lähestyy meitä 24 km/s ja b Cygni B lähestyy 18,8 km/s. Molemmat tulevat meitä kohti mutta eri nopeuksilla.
Kingin todistelu Albireon optisesta kaksoistähteydestä on äkkiseltään vakuuttavan tuntuista, joten kun seuraavan kerran kerromme Albireosta tähtitornilla, on syytä tämäkin asia tuoda julki.

Huomautukset

[1] b Cygni A on fyysinen kolmoistähti , jonka komponentit Ab ja Ac havaittiin 1970-luvulla. Kumppanit sijaitsivat löydettäessä 0,1 (Ab) ja 0,4 (Ac) kaarisekunnin etäisyydellä Aa tähdestä. Tällä hetkellä Ab on täysin Aa-tähden kohdalla. Molempien kumppaneiden kirkkaus mv=5.

[2] b Cygni B on kaksoistähti, jonka himmeämpi komponentti löydettiin vuonna 2002. Bb-tähden kirkkaus mv=9,2 ja etäisyys päätähdestä on noin 0,4 kaarisekuntia. Bb-tähden näkyminen yli neljä yksikköä kirkkaamman tähden vierestä on käytännössä äärimmäisen vaikeaa jopa isoilla harrastajakaukoputkilla.




torstai 15. syyskuuta 2016

Kuun puolivarjopimennys perjantaina

Kuun puolivarjopimennys 25.4.2013 kello 21.24.
Tämänkertainen on suunnilleen samanlainen.
Kuva © Kari A. Kuure.
Kuun puolivarjopimennys näkyy 16. syyskuuta alkaen kello 19.54, jolloin Kuu on juuri noussut (kello 19.50) horisontista. Pimennyksen syvin vaihe (peittymisaste on noin 93 %) on kello 21.55, jolloin Kuu on vain noin 13 asteen korkeudella kaakkoisesta horisontista. Pimennys päättyy kello 23.55 Kuun ollessa suunnan SSE noin 23 asteen korkeudella.

Puolivarjopimennyksen havaitseminen on aina hieman vaikeaa. Kuun kirkkauden väheneminen on tuskin havaittavaa ja erityisesti Kuun ollessa lähellä horisonttia (kuten nyt) ilmakehän läpi suodattuvan Kuun heijastaman valon punertuminen ei poikkea juurikaan tavanomaisesta punertumisesta. Parhaiten pimentymistä voi havaita valokuvaamalla.


maanantai 12. syyskuuta 2016

Kuun syntyteoria uusiksi – ainakin melkein

Kuva  Kun Wang.
Kuun syntyteoriat[1] ottivat pitkän loikan, kun 1970-luvulla kaksi tutkimusryhmää[6] ehdotti Kuun syntyneen Maahan törmänneen, lähes Marsin kokoisen kappaleen törmäyksessä. Teorioita tuki Kuun suuri koko Maan suhteen. Myös Kuun kiertoaika sai selityksensä törmäysteorialla, joita silloiset teoriat ei pystynyt selittämään. Niinpä törmäysteoriasta tulikin johtava selitys Kuun synnylle.

Törmäysteoria joutui pienimuotoiseen kriisiin kun vuona 2001 tutkimukset osoittivat Maan ja Kuun isotooppikoostumuksen olevan identtiset. Tutkimuksessa oli käytetty Apollo-lentojen mukanaan tuomia näytteitä Kuusta. Kolmen happi-isotoopin[2] suhteellinen määrä oli samanlainen kuin Maassa.

Tutkijat pitivät tulosta erittäin outona, sillä aurinkokunnan syntyaikana protoplanetaarisen[3] kiekon eri osissa syntyneiden kappaleiden isotooppijakauma täytyi olla aivan erilainen. Näin ollen törmäävän kappaleen mukanaan tuoma aines pitäisi näkyä Maasta poikkeavana isotooppijakaumana Kuussa. Se mahdollisuus, että törmäävän kappaleen isotooppijakauma olisi ollut täysin sama kuin Maassa, on äärimmäisen vähäinen.

Isotooppitutkimuksen valossa Kuun syntyteoria oli selkeästi kriisissä. Tutkijat kuitenkin uskoivat, että tarkempi isotooppitutkimus paljastaisi eroja, jotka vahvistaisivat törmäysteoriaa. Aiemmin tänä vuonna (2016) julkaistiin kuitenkin entistä tarkempi tutkimus hapen isotooppijakaumasta. Se osoitti isotooppijakauman edelleen olevan täysin identtinen molemmilla kappaleilla. Tutkimustulos oli järkytys tutkijoille mutta se johti uusiin ajatuksiin Kuun synnystä.

Aikaisemmat törmäysteoriat olettivat törmäyksen olleen lähinnä hipaisu tai korkeintaan matalaenerginen, jossa törmäävän kappaleen ja osittain Maan manttelit päätyivät avaruuteen ja kerääntyivät Kuuksi Rochen rajan[4] yläpuolella. Tässä mallissa Kuun muodostanut aine oli peräisin suurimmaksi osaksi (60–80 %) törmänneestä kappaleesta. Isotooppitutkimusten mukaan selvästikään näin ei ollut ja tutkijat alkoivatkin puhua ”isotooppikriisistä”.

Vuonna 2007 ehdotettiin mallia, jonka mukaan törmäys olisi ollut voimakkaampi, mutta edelleen matalaenerginen. Törmäys olisi muodostanut silikaateista muodostuneen ilmakehän ja sulaneesta magmasta muodostunen kiekon maapallon ympärille. Kiekon alkuperä olisi törmännyt kappale ja silikaatti-ilmakehä suurimmaksi osaksi maapalosta peräisin. Teoria oli suhteellisen hyvä, mutta tietokonemallit osoittivat, että eri alkuperäisten ainesten sekoittuminen toisiinsa ei kuitenkaan ollut riittävän nopeaa selittämään isotooppijakaumaa, ennen kuin ilmakehä olisi suurimmaksi osaksi pudonnut Maahan.

Uusi malli vuodelta 2015 osoitti, että törmäys olikin korkeaenerginen ja sen seurauksena muodostui maapallon ympärille hyvin laaja (>500× maapallon tilavuus) ja tiheä höyrystyneen aineen ilmakehä, josta Kuu tiivistyi. Ilmakehä oli ”ylikriittinen fluidi”[5] jonka sekoittuminen oli hyvin tehokasta. Tehokkaan sekoittumisen seurauksena Maahan pudonnut ja Kuun muodostanut aines ovat koostumukseltaan samanlaisia – tai ainakin melkein.

Geokemisti Kunin Wang (Washington University, St. Louis) ja geokemian professori Stein Jacobsen (Harvardin yliopisto) kehittivät vuonna 2015 uuden isotooppitutkimusmenetelmän, joka antaa kymmenkertaisen tarkkuuden aikaisempiin menetelmiin verrattuna.

Wang ja Jacobsen tutkivat menetelmällään kaliumin isotooppijakaumaa Kuusta tuoduista kivinäytteistä ja vastaavia kivinäytteitä Maasta.  Tutkittavat isotoopit olivat K-39 ja K-41, jotka ovat pysyviä ja niitä oli riittävästi näytteissä, jotta tutkimus pystyttiin tekemään.

Tutkimus[7] osoitti, että K-41 määrä oli 0,4 promillea suurempi Kuussa kuin Maassa. Wangin mukaan kaliumin sekoittuminen tällä tavoin on mahdollista vain korkealämpötilaisessa höyryfaasissa Kuun muodostumisen aikana. Raskaampi isotooppi (K-41) tiivistyy aavistuksen runsaampana kuin kevyempi (K-39) isotooppi Kuun muodostaneeseen ainekseen. Laskelmat soittivat, että tyhjiössä prosessi tuottaisi noin 1 promillen jakaumaeron mutta jos tiivistyminen tapahtuisi 10 baarin (1 Mpa) paineessa, se hidastaisi erottumista ja tuloksena olisi juuri havaittu jakauma. Tutkimustulos ei tue matalaenergistä silikaatista muodostunutta ilmakehämallia, sillä se tuottaisi Kuuhun vähemmän raskaampia isotooppeja kuin Maahan, ja se olisi vastoin havaintoja.

Huomautukset

[1] Ennen törmäysteorioita vallalla oli kolmekin eri teoriaa: pisara-malli (fissio-teoria), sieppausteoria  ja kaksoisplaneetta-malli. Pisara-mallissa Kuun ajateltiin sinkoutuneen maapallosta hyvin nopean pyörimisen seurauksena. Irronnut kappale olisi lähtöisin Tyynen valtameren alueelta (silloin ei vielä tiedetty mitään laattatektoniikasta).

Sieppausteoriassa Maa olisi kaapannut lähelle tulleen kappaleen ja kaksoisplaneetta-malli puolestaan ehdotti, että Maa ja Kuu olisivat syntyneet toisiaan kiertäville radoille aurinkokunnan syntymisen yhteydessä. Kaikki mallit sisälsivät niin paljon arvoituksiksi jääneitä kysymyksiä, että niitä ei pidetty kovinkaan vakavasti otettavina.

[2] Kaikilla alkuaineilla on isotooppeja, atomeja joiden ytimien neutroniluku on erilainen. Ytimessä olevien protonien määrä kaikilla saman aineen isotoopeilla on tietysti sama, koska se määrittää sen mistä aineesta on kysymys. Osa isotoopeista on pysyviä ja osa radioaktiivisia, eli ne hajoavat toisiksi aineiksi ennen pitkään, osa hyvin nopeasti ja osa hitaasti.

[3] Protoplanetaarinen kiekko on aurinkokunnan syntyvaiheena aikainen ainekiekko vielä syntymässä olevan tähden ympärillä. Syntyvä tähti lämmittää kiekkoa, joten tähden lähellä olevat osat ovat kuumempia kuin etäällä olevat osat. Lämpötila ero saa aikaan kiekossa alkuainejakauman erilaistumista siten, että tähden lähelle jää metalleja ja muita korkeaa höyrystymislämpötilaa vaativia alkuaineita, kun taas etäälle tiivistyy helposti haihtuvia aineita kuten kaasuja (vettä, hiilidioksidia jne.) Protoplanetaarisesta kiekosta syntyivät aikanaan planeetat, joiden koostumus kuvastaa protoplanetaarisen kiekon ainejakaumaa.

[4] Rochen raja on sellainen etäisyys kappaleesta (esimerkiksi planeetta), jonka ulkopuolella Kuun syntymisen vaativa ainehiukkasten ja kappaleiden kerääntyminen on mahdollista keskinäisen gravitaation vaikutuksesta. Rochen rajalla tällainen kerääntymiskeskus hajoaa kappaleen gravitaation aiheuttaman vuorovesivoiman vaikutuksesta. Rochen rajan sisäpuolella kerääntyminen ja yhdistyminen pienemmistä kappaleista on mahdotonta.

[5] Fluidi on ainetta (riippumatta olomuodosta), jonka rakenneosat (atomit tai molekyylit) voivat liikkua vapaasti toisistaan riippumatta. Yleensä fluidin muodostuminen vaatii korkeaa painetta tai korkeaa lämpötilaa. Ylikriittinen tässä yhteydessä viittaa törmäyksessä syntyneen fluidin äärimmäisenkorkeaan lämpötilaan ja paineeseen.

[6] William Hartmann ja Donald Davis (1975) sekä Alfred Cameron ja William Ward (1976) ehdottivat Kuun syntyneen törmäyksessä. Teoriat saivat kannatusta suuremmassa määrin vasta 1980-luvulla, kun tietokoneet ja niihin ohjelmoidut mallit pystyivät törmäysteorioiden olevan tieteellisesti päteviä.

[7] Tutkimus julkaistiin 12.9.2016 (on line) Nature-tiedejulkaisussa.



lauantai 10. syyskuuta 2016

Tutkijan matkassa Euroopan tutkimuslaitoksissa

Tero Mielonen & Pentti Otsamo
Otsoni-päiväkirjat
ISBN 978-952-5985-39-9
Sid. 104 sivua
hinta 17,00/22,00 €
Ursa ry. 2016

Otsoni-päiväkirjat on hieman erikoinen kirja, sillä se on toteutettu sarjakuvana. Kirjan päähenkilö on post doc -tukija Paavo, joka lähtee vuoden komennukselle tutkimaan otsonia Hollantiin. Aluksi on hänen on vaikea sopeutua sikäläisiin tapoihin ja byrokratiaan, mutta vaikeudet kääntyvät hiljalleen sopeutumiseksi ja tutkimuskin pääsee alkuun.

Savolaisen Paavon matka Euroopassa ei ainoastaan rajoitu Hollantiin, vaan välillä käydään kokousmatkalla Belgiassa ja Italiassa, seurataan hollantilaista väitöstilaisuutta ja poiketaan välillä pikaisella viikonloppureissulla Suomessa perheen parissa.

Kirjan sataan sarjakuvasivuun on saatu mahtumaan yllättävän paljon asiaa tutkijan arjesta. Suomeksi puhutut puheet on savoksi ja englanninkieliset puheet on tietysti yleissuomea. Näin lukija pysyy kärryillä tapahtumien kulusta. Kirjan tieteellinen anti jää hieman kevyeksi raapaisuksi tutkimussisällöistä, mutta jotakin kuitenkin voi lukijan mieleen jäädä. Tutkimukset ja niiden tulokset kun ovat oikeaa tiedettä.

Kirjan suurin anti on kuitenkin maalikkojen tai ulkomaille siirtyvän nuoren tutkijan tutustuminen tutkijoiden arkeen kohdemaassaan. Olot, tavat ja lainsäädäntökin poikkeaa paljon Suomen oloista, joten lähdössä olevan tulisi valmistautua hyvin ja ennakkoon siihen mitä tuleman pitää. Aina ei kuitenkaan asioita voi arvata tai edes aavistaa, joten yllätyksiin pitää varautua.

Yllättävä kirja yllättävästä teemasta, mutta tutustumisen arvoinen kuitenkin.

Kari A. Kuure