sunnuntai 16. kesäkuuta 2024

Kiinan Chang'e-6 -alus on palaamassa Kuusta

Kiinan Change-6 -alus on palaamassa Maahan mukanaan noin 2 kg kuunäytteitä. Se on jo siirtänyt näytekapselin Maahan laskeutuvaan osaan. Laskeutumisen odotetaan tapahtuvan kesäkuun 25.päivänä.

Chang’e-6 -kuuluotain lähti matkaan 3. toukokuuta kello 9.27.29 UTC Etelä-Kiinasta. Kantorakettina oli Pitkämarssi 5 ja lähtöpaikka oli Wechangin saarella (Hainan) oleva laukaisukeskus. Kuun kiertoradan luotain tavoitti toukokuun 8. päivänä kello 2.12 UTC aikaa. Radan alin piste oli noin 200 km korkeudella Kuun pinnasta ja inklinaatio 137°. Yhteen kierrokseen luotain käytti 12 tuntia.

Laskeutumisosa kosketti Kuun pintaa 1. kesäkuuta kello 22.23.16 UTC. Laskeutumispaikka (41.64° S 153.99° W) oli Apollo-kraatteri (306 × 492 km) Etelänapa–Aitken törmäysaltaassa Kuun etäpuolella. Laskeutumisalueen kallioperä ja kiviaines on basalttipitoista tummaa kiveä.

Laskeutumisosan robottikäsivarren avulla luotain kauhoi ja porasi näytteitä, jotka se sijoitti nousuosassa olevaan kammioon. Nousu käynnistyi 3. kesäkuuta kello 23.38.10 UTC telakointi kiertoradalla olevaan huoltomoduuliin tapahtui 6. kesäkuuta kello 6.48 UTC. Paluumatka alkoi samana päivänä kello 7.24 UTC.

Paluu Maahan on hieman erikoinen, sillä palaavan aluksen annetaan ensin ponnahtaa ilmakehän yläkerroksista takaisin avaruuteen ja vasta toinen lähestyminen tuo sen tavanomaisesti maapallon ilmakehään Sisä-Mongoliassa.

Chang’e-6 -luotain koostuu kolmesta pääosasta. Kokonaismassa lähdössä oli noin 8 200 kg sisältäen kaiken lennolla tarvittavan polttoaineen. Varsinainen luotain koostui huoltomoduulista, laskeutumisosasta ja siihen kiinnitetystä nousuosasta. Nousuosassa on siis erillinen näytekammio, joka siirrettiin Kuun kiertoradalla huoltomoduulissa olevaan Maahan laskeutuvaan paluukapseliin.

Kiina tarjosi kansainvälistä yhteistyötä tutkimuslaitteiden sijoittamiseksi luotaimen eri osiin. Valituksi tuli ranskalaisten DORN regoliitista haihtuvan radonin ja muiden kaasujen havaitsemiseen. DORN sijoitetiin laskeutumisosaan samoin kuin italialainen INRRI laskeutuja ja kierorataosan väliseen tarkkaan etäisyysmittaukseen sekä ruotsalainen NILS Kuun pinnasta heijastuvien negatiivisten ionien havaitsemiseen ja mittaamiseen.

Kiertorataosaan sijoitettiin pakistanilainen IKUBE-Q CubeSat, jossa on kaksi kameraan Kuun pinnan kuvaamiseen ja magneettikentän havaitsemiseen.

Chang’e-6 laskeutumisosan mukana oli vielä pieni kulkija, jota kuvailtiin mobiilikameraksi. Siinä on mukana infrapunaspektrometri, jolla etsittiin vesijään esiintymistä regoliitissa. Se otti myös kuvia laskeutujasta.

Radioliikenne Kuun etäpuolelle vaatii välittäjäksi satelliitin. Kiinan Queqiao-2 -satelliitti hoiti välitystehtävän silloin, kun sillä oli suora yhteys laskeutujaan ja Maahan samanaikaisesti. Yhteys Maahan on mahdollinen 8 tunnin ajan jokaisella kierroksella. Chang’e-6 hyödyntää Wi-Fi 6E -teknologiaa, joka toimii 6 GHz taajuuskaistalla. Tämä mahdollistaa nopeammat langattomat yhteydet ja parantaa useiden laitteiden kokonaiskapasiteettia.

Queqiao-2 -satelliitti lähti kohti Kuuta 20. maaliskuuta ja se asettui Kuuta kiertävälle radalle 24. maaliskuuta 2024. Aluksi radan koko oli 200 × 100 000 km, mutta se muutettiin 10 vuorokauden (kaasujarrutus) kuluessa lopulliseksi tietoliikenteen mahdollistavaksi radaksi. Radan alin piste (periselene) on noin 200 km korkeudella Kuusta ja kaukaisin piste (aposelene) noin 16 000 km etäisyydellä. Kiertoaika on 24 tuntia ja inklinaatio 62,4°.

Chang’e-6:n tehtävä on ollut haastava, mutta sen avulla voimme saada uutta tietoa Kuusta. Kivinäytteet voivat paljastaa tietoa Kuun geologisesta historiasta, kraatterimuodostuksesta ja mahdollisista resursseista. Ne voivat myös auttaa meitä ymmärtämään Kuun synnyn ja kehityksen prosesseja.

Kiina jatkaa avaruusohjelmaansa, ja seuraavaksi Kuuhun lähetetään Chang’e-7 vuonna 2026. Tavoitteena on myös miehitetty lento Kuuhun vuoteen 2030 mennessä.

 

 

torstai 13. kesäkuuta 2024

OJ 287 – Mustan aukon mysteeri avautuu

Tähtitieteilijöiden vuosikymmeniä kestänyt työ on tuonut valoa yhteen avaruuden suurimmista arvoituksista: OJ 287 -galaksin mustan aukon käyttäytymiseen. Tämä kaukainen blasaari (musta aukko) on herättänyt huomiota poikkeuksellisen ja säännöllisten kirkkausvaihteluiden vuoksi, jotka ovat nyt selittyneet mustan aukon kiertoliikkeellä paljon massiivisemman mustan aukon ympäri.

Havainnekuva OJ-287 järjestelmästä. Pienemmän musta aukon radan periheli kiertyy voimakkaasti, joka aiheuttaa muutoksia isomman musta aukon kertymäkiekon välähdysten (kuvassa flare) aikatauluun riippuen siitä, missä osassa rataa läpäisy tapahtuu. Viimeisten vuosikymmenien aikana tehdyt havainnot kuitenkin ovat auttaneet tutkijoita määrittämään radan muodon ja perihelikiertymän määrän, joten tulevat kirkastumiset voidaan ennakoida hyvin, jopa muutaman tunnin tarkkuudella. Kuva NASA/JPL-Caltecg/Scot Shutterland.

 

OJ 287:n suurempi musta aukko, jonka massa on yli 18 miljardia kertaa Auringon massaa, on kertymäkiekon (tiheää kaasua ja plasmaa) ympäröimä. Tätä jättiläistä kiertää toinen pienempi musta aukko, jonka massa on noin 150 miljoonaa kertaa Auringon massaa. Kaksi kertaa joka 12. vuosi pienempi musta aukko syöksyy suuren kertymäkiekon läpi, mikä aiheuttaa valon välähdyksen, joka on kirkkaampi kuin biljoona (1012) tähteä.

Vuonna 2015 Spitzer-teleskooppi havaitsi OJ 287 -galaksin mustan aukon käyttämällä infrapunateleskooppiaan, joka pystyi havaitsemaan kaukaisen valon välähdyksen. Tämä välähdys oli merkki siitä, että pienempi musta aukko oli syöksynyt suuremman mustan aukon ympäröivän kaasulevyn läpi. Havainto oli onnekas, koska OJ 287 oli tuolloin Maasta katsottuna Auringon takana, mikä teki siitä näkymättömän maanpäällisille havaintolaitteille. Spitzer oli kuitenkin Aurinkoa kiertävällä radalla sellaisessa asemassa, että havaintoja voitiin tehdä.

Turkulaiset tutkijat, johtajanaan Aimo Sillanpää, olivat 1980-luvulla ensimmäisiä, jotka esittivät, että OJ 287:n kirkkausvaihtelut johtuvat binäärisestä mustan aukon järjestelmästä. Heidän työnsä on ollut perustavanlaatuinen OJ 287:n ymmärtämisessä ja on auttanut kehittämään malleja, jotka ennustavat mustien aukkojen välisten vuorovaikutusten aiheuttamia kirkkausvaihteluita.

TESS-observatorio (Transiting Exoplanet Survey Satellite) on tehnyt merkittäviä havaintoja OJ 287 -galaksin mustasta aukosta. Vuonna 2021 TESS havaitsi ensimmäistä kertaa suoraan pienemmän mustan aukon. Tutkijat ovat jo pitkään epäilleet, että OJ 287:n kirkkausvaihtelut johtuvat kahden mustan aukon vuorovaikutuksesta. TESS:n havainnot vahvistivat tämän teorian, kun se tarkkaili galaksin kirkkautta ja havaittu valon välähdys paljasti pienemmän mustan aukon olemassaolon.

OJ 287 on erityisen kiinnostava musta aukko useista syistä. Se sisältää kaksi massiivista mustaa aukkoa, jotka muodostavat harvinaisen binäärisen järjestelmän. Se tuottaa säännöllisiä valon välähdyksiä noin 12 vuoden välein, mikä on ollut arvoitus tähtitieteilijöille vuosikymmenien ajan. Välähdyksen kirkkaus on moninkertainen koko Linnunradan kirkkauteen verrattuna.

OJ 287 on ehdokas nanohertsin gravitaatioaaltoja lähettäväksi supermassiiviseksi mustan aukon binäärijärjestelmäksi, mikä tekee siitä tärkeän kohteen gravitaatioaaltojen tutkimuksessa. Gravitaatioaallot ovat avaruuden kaarevuuden aaltoja, jotka syntyvät massiivisten kappaleiden, kuten mustien aukkojen tai neutronitähtien, kiihtyvästä liikkeestä. Albert Einstein ennusti niiden olemassaolon vuonna 1916 yleisen suhteellisuusteorian pohjalta. Gravitaatioaaltojen havaitseminen on tärkeää, koska ne tarjoavat ainutlaatuisen tavan tutkia avaruuden äärimmäisiä ilmiöitä, kuten mustien aukkojen yhdistymisiä, neutronitähtien törmäyksiä ja maailmankaikkeuden alkuvaiheita.

OJ 287:n mustien aukkojen liikkeen mallintaminen on mahdollistanut ennusteiden tekemisen näiden välähdysten ajankohdista hyvin tarkasti, mikä tukee käsitystä siitä, että niiden liike tuottaa gravitaatioaaltoja. Tämä tekee OJ 287:stä parhaan ehdokkaan supermassiivisen mustan aukon parin havaitsemiseksi, joka lähettää gravitaatioaaltoja.

Tutkimus OJ 287:n osalta jatkuu, ja jokainen uusi havainto tuo meidät lähemmäksi ymmärrystä siitä, miten universumi toimii sen kaikkein mystisimmillä tasoilla. Tänä päivänä Turun yliopiston professori Mauri Valtosen johtamien tutkijoiden panos on ollut merkittävä tähtitieteen alalla ja heidän työnsä jatkuu edelleen tärkeänä osana OJ 287:n tutkimusta. Tämä tarina on esimerkki siitä, miten pitkäjänteinen tutkimustyö voi valaista avaruuden syvimpiä salaisuuksia.

 

 

tiistai 11. kesäkuuta 2024

Maapallo saattoi olla suorassa kosketuksessa tähtien välisen aineen kanssa miljoonia vuosia sitten

Uusi tutkimus ehdottaa, että Maapallo on saattanut olla suorassa kosketuksessa kylmän, tiheän tähtien välisen aineen kanssa noin 2-3 miljoonaa vuotta sitten. Tämä olisi tapahtunut, kun Aurinkokunta kulki paikallisen kylmien pilvien nauhan (LRCC) läpi, joka sijaitsee Ilveksen tähdistössä.

Tutkijat Bostonin yliopistosta ja Harvard Radcliffe Instituutista ovat julkaisseet tutkimuksen, jossa he esittävät, että Maapallo on saattanut olla suorassa kosketuksessa kylmän, tiheän tähtien välisen aineen kanssa noin 2 – 3 miljoonaa vuotta sitten. Tämä olisi tapahtunut, kun Aurinkokunta kulki paikallisen kylmien pilvien nauhan (LRCC) läpi.

Havainnekuva Auringon kulusta tähtivälisen kylmän vetypilven läpi. Kuvan on luonnut Copilot AI. Kuva © Kari A Kuure
 

Tutkimuksessa käytettiin huipputeknologista simulaatiota heliosfäärin (Auringon tuottama kupla) kutistumisesta 0,22 au:n mittakaavaan, mikä on paljon pienempi säde kuin Maan kiertoradalla Auringon ympäri. Tämä olisi altistanut Maapallon suoraan kosketukseen tiheän tähtien välisen aineen kanssa (neutraali vety + metalleja), jonka tiheys oli noin 3 000 cm−3.

Tällainen skenaario sopii yhteen geologisen todistusaineiston kanssa, joka on peräisin 60Fe- ja 244Pu-isotoopeista. Pilven läpi kulkeminen ja siihen liittyvä lisääntynyt galaktinen kosminen säteily olisi voinut vaikuttaa merkittävästi Maan ilmakehään ja ilmastoon.

Tutkimuksen johtaja, astrofyysikko Merav Opher uskoo, että Auringon sijainti avaruudessa saattaa muokata Maan historiaa enemmän kuin aiemmin on ajateltu. Hänen mukaansa tämä paperi on ensimmäinen, joka kvantitatiivisesti osoittaa, että Aurinko on kohdannut jotain Auringon ulkopuolella olevaa, joka olisi vaikuttanut Maan ilmastoon.

--

Tämä tiivistetty artikkeli ja havainnekuva ovat tehty tekoälyavusteisesti! Jos haluat tarkempia tietoja, lue alkuperäinen tutkimusraportti, linkki on tekstissä. Voit kommentoida mitä pidät lopputuloksesta?

 

sunnuntai 2. kesäkuuta 2024

Uusi kaukainen galaksi havaittiin JWST:lla

Uusi, kaukainen – mutta ei varmastikaan kaukaisin – galaksi havaittiin James Webb avaruusteleskoopilla. Professori Stefano Carniani (Scuola Normale Superiore, Piazza dei Cavalieri 7, I-56126 Pisa, Italy) johtama tukijaryhmä määritteli havaitun valon lähteneen (z = 14,32) noin 290 miljoonan vuoden ikäisestä maailmankaikkeudesta. Tällä hetkellä se on siis kaukaisin havaittu galaksi. Raportti tutkimuksesta on julkaistu Cornell yliopiston ylläpitämässä arXiv-julkaisupalvelussa ennen varsinaisen paperiversion julkaisemista.

Tuhansien pienten, eri muotoisten ja väristen galaksien kenttä avaruuden mustalla pohjalla. Kirkas etualan tähti, jossa on diffraktiopiikkejä, on vasemmassa alakulmassa. Keskustan lähellä pieni valkoinen laatikko hahmottaa alueen ja kaksi diagonaalista viivaa johtavat suurempaan laatikkoon oikeassa yläkulmassa, mikä suurentaa tämän alueen näkymää. Laatikon sisällä on banaaninmuotoinen möykky, joka on toisesta puolesta sinertävän punainen ja toisesta puoliskosta selvästi punainen. Nuoli osoittaa punaisempaan osaan ja on merkitty (JADES GS z 14 0.) 

Kuva: NASA, ESA, CSA, STSCI, Brant Robertson (UC Santa Cruz), Ben Johnson (CfA), Sandro Tacchella (Cambridge), Phill Cargile (CfA)


Tutkijat arvioivat, että JWST:llä pystytään havaitsemaan galakseja, jotka ovat vain 1/10 galaksin JADES–GS–z14–0 kirkkaudesta (Muv=20.81±0.16). Tästä voidaan päätellä, että jossakin vaiheessa lähitulevaisuudessa havaitaan galaksi, josta tuleva valo on peräisin vieläkin varhaisemmasta maailmankaikkeudesta.

Uutinen tässä havainnossa ei kuitenkaan ole galaksin etäisyys, vaan se mitä galaksista on mitattu. Tärkein löytö lienee hapen runsas esiintyminen galaksissa. Tämä tarkoittaa sitä, että galaksista lähtenyt valo on peräisin ensimmäisten (ei kuitenkaan aivan ensimmäisen) sukupolvien tähdistä. Hapen olemassaolo kertoo valon lähteeksi tähdet (mustien aukkojen kertymäkiekkojen lisäksi). Mustat aukot ovat tavallisempia ja usein yksinomaisia valonlähteitä varhaisen maailmankaikkeuden galakseissa.

Tutkijoiden antaman lausunnon mukaan he ihmettelevät sitä, kuinka nopeasti tällainen tähdistä koostuva galaksi on täytynyt syntyä? Vastaus lienee siinä, että ensimmäisten sukupolvien tähdet ovat hyvin massiivisia ja niiden evoluutio super- tai hypernoviksi kestää vain muutaman miljoonan vuoden verran. Galaksi on hyvin pieni, vain noin 1 600 valovuotta halkaisijaltaan ja massaa sillä on useita satojamiljoonia auringonmassoja.

 

maanantai 27. toukokuuta 2024

Toukokuun suuri aurinkomyrsky

Toukokuussa (2024) koettiin voimakas geomagneettisen myrsky viikonloppuna lauantain ja sunnuntain (11./12.) välisenä yönä. Vaalealla kevätyöntaivaalla nähtiin loistavat revontulet laajasti Pohjois-Euroopassa ja Keski-Euroopan pohjoisosassa. Taivaanvahtiin tehtiin kaikkiaan 32 ilmoitusta havaituista revontulista, joista pohjoisin oli Puolangalta (Oulun korkeudella) ja eteläisin Hollannista.

Pohjois-Amerikassa hienoja revontulia nähtiin ainakin Uticassa (Ohio), Floridassa (24.7° N), Meksikon Mazatlanissa (23,2° N) ja niinkin etelässä kuin Puerto Ricossa (18.1° N). Spaceweather.com -sivuston mukaan edellisen kerran Puerto Ricossa on nähty revontulia vuonna 1859 (Carringtonin tapahtuma) ja 1921.

Afrikassa havaittiin revontulia (Aurora Australis) useammassa paikassa, eteläisimmät havainnot tehtiin Namibiassa Harm Hakosissa (22,5° S) ja Etoshan kansallispuistossa (18,9° S). Myös Etelä-Afrikassa Kapkaupungissa (32° S) nähtiin revontulia.

Alle 30° leveyspiireillä revontulet ovat todella harvinaisia, sillä viimeisen viidensadan vuoden aikana niitä on nähty varmuudella vain kaksikymmentä kertaa. Matalilla leveysasteilla revontulien väri on aina punainen, sillä näkyäkseen revontulien täytyy esiintyä korkealla ionosfäärissä, jossa syntyy vain punaisia revontulia.

Kuten tunnettua, revontulet ovat seurausta Auringossa tapahtuvista purkauksista, joiden synnyttämät plasmapilvet (CME) törmätessään maapallon magneettikenttään. Tämän seurauksena sähkövaratut hiukkaset (protonit ja elektronit) pääsevät osittain tunkeutumaan maapallon magneettikenttään aiheuttaen magneettisen myrskyn.

Toukokuun myrskyn huippuhetket sijoittuivat siis toukokuun 11./12. päivien väliselle yölle, mutta se oli kuitenkin vain pitkän kehityksen huipentuma. Tapahtumat Auringossa alkoivat jo noin viikkoa aikaisemmin, aluksi heikompina mutta voimistuen ajan kuluessa.

Seuraavassa käsittelen näitä tapahtumia vuorokausi vuorokaudelta ja kaikki ajat ovat UTC aikoja. Jos haluat muuttaa ne Suomen kesäajaksi (EEST), lisää kolme tuntia UTC-aikaan.

Jokaiselle vuorokaudelle olen merkinnyt myös planetaarisen K-indeksi (Kp) maksimiarvon, joka kuvastaa yhteismitallisesti eri magneettisilla mittausasemilla havaittuja magneettisia häiriöitä. Kun Kp-indeksi saavuttaa arvon 5, puhutaan alimman tason magneettisesta myrskystä (G1). Jokainen seuraava askel (G2–G9) on voimakkuudeltaan kymmenkertainen edelliseen verrattuna.

Maata kohti joko suoraan tai osittain tapahtuvat CME (koronaalinen massapurkaus tai lyhyemmin koronamassapurkaus) on Auringosta irtoavia plasmapilviä. Ne ajautuvat Auringosta poispäin ja silloin tällöin niiden suunta on osittain tai suoraan kohti maapalloa. Silloin niitä kutsutaan haloCME-pilviksi. Pilven näkymiskulma ilmoitetaan roomalaisilla numeroilla II – IV: kun näkymiskulma on (II) >90°, (III) >180° ja (IV) >270°. CME-pilvet voivat mennä myös meistä poispäin ja silti sen näkymiskulmat ovat samoja. Kummasta suunnasta on todella kysymys, on hieman vaikea selvittää alkuvaiheen havainnoista ainakin joissakin tapauksissa.

Monissa lähteissä pilkkuryhmien numerointi on lyhennetty siten, että kirjaimet AR (Active Region) on pudotettu pois. Tämä ei sinällään aiheuta mitään ongelmaa, sillä pilkkuryhmiä syntyy aina vain aktiivisilla alueilla. Numerointi aloitettiin 5.tammikuuta 1972 ja 10 000 aktiivisen alueen määrä saavutettiin kesäkuussa 2000. Tämän jälkeen numerointia jatkettiin edelleen nelinumeroisina, vaikkakin todellisuudessa jokaisen numeroon pitäisi siis lisätä luku 10 000. Siispä AR 3663 onkin AR 13663.

Toukokuun aurinkomyrskyn molemmat aiheuttaja ovat tässä kuvassa. Ylhäällä oikealla on pilkkuryhmä AR 3663 ja keskellä AR 3664. Kuvan ottohetkellä pilkkuryhmä 3663 ei vielä aloittanut X-luokan purkausta, mutta muutaamaa minuuttia myöhemmin näin tapahtui. Kuva © Kari A. Kuure.


Toukokuun 2024 aurinkomyrskyn päivittäiset tapahtumat

Keskiviikko 1. toukokuuta (Kp4-)

Pilkkuryhmä AR 3663 (b-g) on ilmaantunut (N27E25) Auringon pinnalle. Sen koko on tässä vaiheessa 60 miljoonasosaa (ppm) Auringon meille näkyvästä pinnasta. Pilkkuryhmä on jo tässä vaiheessa aktiivinen ja tuotti ensimmäisen M1.8-luokan flarepurkauksen useiden C-luokan purkausten lisäksi.

Myös pilkkuryhmä AR 3664 (b) on kiertynyt Auringon itäreunalta näkyviin (S18E64). Sen koko on 40 ppm, sen aktiivisuus on matala, näkyviä flarepurkauksia ei ole havaittu tämän vuorokauden aikana.

Kello 6.24 ja 8.24 havaittiin kaksi halo(II)CME -purkausta, joista jälkimmäinen osoittautui erityisen nopeaksi. Sille mitattiin mediaaninopeudeksi 1 838 km/s.

Torstai 2. toukokuuta (Kp7-)

Voimakkaita flarepurkauksia ei tapahtunut. Pilkkuryhmä AR 3663 (b-g) tuotti kello 2.17 M1 -luokan flarepurkauksen. Myös pilkkuryhmä AR3663 (b) tuotti M2.7 -luokan purkauksen. Magneettinen myrsky sattui Euroopassa iltapäivään.

Perjantai 3. toukokuuta (Kp4)

Pilkkuryhmässä AR 3663 (b-g-d) tapahtui X1.6 -luokan flarepurkaus, joka saavutti maksiminsa kello 2.22. Tämä purkaus tuotti koronamassapurkauksen, jonka odotettiin saapuvan maapallon lähiavaruuteen seuraavan vuorokauden aikana. Suurin osa pilvestä kuitenkin suuntautui ekliptikan pohjoispuolelle, joten pilvi ei aiheuttanut merkittäviä vaikutuksia maapallon magneettikentässä (Kp4+). Ennuste tehtiin G1-luojan magneettiselle myrkylle, joka saavutettiinkin (Potsdam Kp5+/Ap 56, NOAA Kp5) 6. toukokuuta kello 0h–3h välisenä aikana.

Lauantai 4.toukokuuta (Kp3)

Kello 6.02 käynnistyi jälleen pilkkuryhmässä AR 3663 (b-g-d) flarepurkaus, joka saavutti maksiminsa M9.13 kello 6.19. Purkaus oli ohi kello 6.30. Vielä saman vuorokauden aikana pilkkuryhmässä tapahtui toinenkin voimakas M9.1 -luokan purkaus, jonka maksimi oli kello 23.48.

Sunnuntai 5. toukokuuta (Kp4+)

Edelleen aktiivinen AR 3663 (b-g-d) tuotti jälleen kaksi voimakasta X-luokan flarepurkausta. Ensimmäinen (X1.32) tapahtui kello 6.01 (maksimi) ja toinen (X1.2) kello 11.54. Sama pilkkuryhmä tuotti useita pienempiä purkauksia tämän vuorokauden aikana. Samaan aikaan hieman uudempi mutta samankokoinen pilkkuryhmä AR 3664 (b-d) osoitti aktiivisuuden kasvua, tuottaen useita M-luokan purkauksia.

Kello 17.12 havaittiin halo(II)CME -purkaus, jonka mediaaninopeudeksi mitattiin 500 km/s.

Maanantai 6. toukokuuta (Kp5+)

Jo aktiiviseksi osoittautunut pilkkuryhmä AR 13663 (b-g-d) tuotti kello 6.35 voimakkaan X4.52-luokan flarepurkauksen. Tämä purkaus oli kolmanneksi voimakkain tällä auringonpilkkujaksolla tähän mennessä, mutta se onnistui tuottamaan CME-pilven, jonka suunta oli voimakkaasti pohjoiseen pois ekliptikasta. Näin ollen tällä CME:llä ei ollut vaikutuksia maapallon lähiavaruuden avaruussäähän. Magneettinen myrsky saavutti voimakaiman vaiheen aamuyöllä.

X4.5 -luokan flarepurkaus on voimakkaimmillaan juuri kuvanottohetkellä. Onnea oli siis matkassa, mutta valitetavasti myöhemmät ja voimakkaaimmat flarepurkaukset jäivät kuvaamatta ulkomaanmatkan vuoksi. Kuva © Kari A. Kuure.

Tiistai 7. toukokuuta (Kp3-)

Tämä vuorokausia näytti olevan välipäivä voimakkaiden purkausten sarjassa. Sen sijaan Auringossa tapahtui useita (yksitoista) M-luokan purkauksia, jotka kaikki tapahtuivat AR 13663 (b-g-d) pilkkuryhmässä.

Keskiviikko 8. toukokuuta (Kp2)

Molemmat pilkkuryhmä, AR 3663 (b-g) ja AR 3664 (b-g-d) tuottivat yhden X -luokan flarepurkauksen ja niiden lisäksi lukuisia M -luokan purkauksia. Näiden lisäksi havaittiin X1.02 -luokan purkaus, mutta sen sijaintia ei ole jostakin syystä ilmoitettu, vaikka se on ilmi selvästi pilkkuryhmä AR 3664.

Kello 3.24 havaittiin halo(II)CME -purkaus, jonka mediaaninopeus oli 477 km/s ja kello 19.24 jälleen halo(II) CME, jolle mitattiin mediaaninopeudeksi 434 km/s. Vielä kolmaskin halo(II)CME havaittiin kello 21.39 ja sen nopeudeksi mitattiin 563 km/s.

Torstai 9. toukokuuta (Kp2+)

Pilkkuryhmä AR 3664 (b-g-d) tuotti räväkästi X2.2 -luokan flarepurkauksen kello 9.13. Sen jälkeen tapahtui useita pienempiä purkauksia, kunnes kello 17.44 tapahtui X1.1 -luokan purkaus. AR 3663 pilkkuryhmä tuotti ainoastaan yhden M -luokan purkauksen. Tässä vaiheessa ennustettiin seuraaville vuorokausille voimakasta magneetista myrskyä.

Kello 9.24 havaittiin halo(II)CME, jonka nopeus oli 1359 km/s. Tämä ja kolme edellistä CME-pilveä oli ne, joita odotettiin viikonlopuksi ja jotka mitä ilmeisemmin aiheuttivat epätavallisen voimakkaan magneettisen myrskyn.

Perjantai 10. toukokuuta (Kp9-)

Pilkkuryhmä AR 3664 (b-g-d) tuotti jälleen yhden X3.98 -luokan flarepurkauksen muta useita M -luokan purkauksia. Magneettinen myrsky alkoi iltapäivällä Kp-indeksi noustessa nopeasti Kp4– arvosta Kp8– arvoon muutamassa tunnissa. Myrsky kiihtyi Potsdamin mittausten mukaan Kp9– (G5) ja NOAAn mittauksissa Kp9.

Kello 7.12 havaittiin halo(II)CME, jonka nopeudeksi mitattiin 679 km/s.

Lauantai 11. toukokuuta (Kp9)

Tänäkin päivänä vain AR 3664 (b-g-d) oli hyvin aktiivinen ja tuotti X5.89 -luokan flarepurkauksen. Geomagneettiken myrsky saavuttu ankaran myrskyn tason (G5). Aurinkotuulen nopeus oli huipussa 993 km/s kello 11.33, IMF kentän voimakkuus oli 73 nT ja Bz -komponentti -50 nT kello 00.48. Magneettinen myrsky riehui koko vuorokauden vain vähän laantuen. Voimakkaimmat lukemat Potsdamissa (Kp9) mitattiin vuorokauden vaihtuessa, josta arvosta tultiin alaspäin (Kp8–) seuraavan vuorokauden alkuun mennessä.

Harvinainen halo(IV)CME havaittiin kello 2.36 ja sille mitattiin mediaaninopeus 1420 km/s. Kaikkein nopeimmat pilven osien nopeudet kohosivat 2015 km/s. Kello 17.24 havaittiin halo(II) CME , jolle mitattiin nopeus 520 km/s.

Sunnuntaina 12. toukokuuta (Kp7)

Pilkkuryhmien huippuaktiivisuus näyttää hieman laskeneen, sillä tänäänkin vain AR 3664 tuotti X1.02 -luokan flaren ja lukuisia M -luokan purkauksia. Magneettinen myrsky (G5) jatkui, aurinkotuulen nopeuden ollessa maksimissaan 1 005 km/s kello 00.55. Magneettinen myrsky jatkui vaikkakin jo selvästi heikompana kuin edellisen vuorokauden aikana. Potsdamissa tehdyt mittaukset saavuttivat Kp7 -lukeman aamun tunteina laantuen päivän ajaksi ja uudelleen kohoten lukemaan Kp6+ vuorokauden päättyessä.

Kello 3.48 havaittiin halo(II) CME , jonka nopeudeksi määritettiin 452 km/s

Maanantai 13. toukokuuta (Kp6)

Pilkkuryhmien aktiivisuus oli tänään hyvin maltillisella tasolla, yksikään ei tuottanut X -luokan flarepurkausta. Geomagneettinen myrsky oli laantumassa. Magneettinen myrsky jatkui edelleen ja aamupuolella Potsdamissa saavutettiin huippulukema Kp6. Tämä oli viimeinen vuorokausi tälle magneettiselle myrskylle.

Kello 9.24 ja 10.12 havaittiin halo(II) CME:t joille mitattiin nopeudet 892 ja 657 km/s

Tiistai 14. toukokuuta (Kp2+)

Pilkkuryhmä AR 3664 (b-g-d) tuotti ennätys voimakkaan flarepurkauksen kello 16.51. Sille mitattiin X8.79 voimakkuus. Tämä tapahtui viime hetkellä, sillä pilkkuryhmä oli jo siirtymässä Auringon näkyvän länsireunan taakse. Sama pilkkuryhmä tuotti kaksi muutakin X-luokan flarea: kello 2.09 purkauksen voimakkuus oli X1.72 ja kello 12.55. voimakkuus oli X1.2.

Kello 4.36 ja 10.12 havaittiin halo(II) CMEt, joille mitattiin mediaaninopeudet 553 km7s ja 473 km/s.

Kello 17.36 havaittiin yhtä aikaa kolme CME-purkausta, joista yksi oli halo(II) -tyyppiä ja sille mitattiin nopeudeksi 892 km/s.

Toukokuun 2024 aurinkomyrskyn voimakkain flarepurkaus tallentui NASAn SDO aurino-observatorion AIA 131 -kameraan. Kuvassa oleva kohina johtuu energiste hiukkasten törmäämisestä kamran kuvasensoriin. Kuva NASA/SDO/AIA 131.

Keskiviikko 15. toukokuuta (Kp3)

Edelleen pilkkuryhmä AR 3664 (b-g-d) tuotti X3.48 -luokan flarepurkauksen ja uutena tulokkaana pilkkuryhmä AR 3685 (b-g) tuotti X2.9-luokan flaren ollessaan edelleen Auringon itäreunan takana. Numeron pilkkuryhmä sai vasta vuorokautta myöhemmin.

Kello 17.36 havaittiin halo(IV), jolle mitattiin nopeudeksi 687 km/s.

Tästä eteenpäin niin Auringon aktiivisuus kuin maapallon magneettinen toiminta laantui tavanomaiselle tasolleen.

Vertailua

Tutkijat ovat verranneet tätä toukokuun 2024 myrskyä Halloween 2003 myrskyyn. Monilla mittareilla arvioituna näyttääkin siltä, että nyt koettu myrsky oli hivenen voimakkaampi näistä kahdesta, vaikka tämä arvio riippuu siitä, mitä tekijää kutkin tutkija arvottaa eniten. Esimerkiksi myrskyindeksi (Dst) saavutti varhain 11. päivänä lukeman –412 nT. Halloween 2003 aikana myrskyindeksin huippuja oli useita: 29.10. –353 nT ja 30.10 lukema oli –385 nT. Viimeisin myrskyindeksi huippulukema –422 nT saavutettiin 19.10. päivän iltana, josta arvosta Toukokuun 2024 myrskyn lukema jäi hiuksen hienosti.

Halloween 2003 myrskyn aiheutti noin X45 -luokan flarepurkaus, kun taas Toukokuun 2024 -myrskyn aiheuttanut purkaus oli voimakkuudeltaan ”vain” X8.7. Molemmissa myrskyissä oli kuitenkin paljon yhteisiä piirteitä, joissa tutkijoilla riittää analysoitavaa pitkäksi aikaa.

Halloween 2003 myrsky voimakkain X45 -flarepurkaus tapahtui AR 10486 pilkkuryhmässä 4.11.2003 kello 19.53. Purkauksen kesto oli kaikkiaan 37 minuuttia, joka pituudessaankin on erityinen. Tavallisesti flarepurkaukset kestävät jonkin verran vähemmän aikaa. Toukokuun 2024 myrskyn voimakkain X-luokan purkauksen kesto oli vain 16 minuuttia. Kaiken kaikkiaan AR 13664 tuotti ainakin 10 X-luokan flarepurkausta.

Kuten edellä olevasta päivittäisestä tapahtumaluettelosta selviää, Toukokuun 2024 aurinkomyrsky oli kahden viikon hyvin epätavallisen Auringon aktiivisuusjakson huipentuma. Tämä sama piirre oli havaittavissa Halloween 2003 myrskyn kohdalla. Myrskyn aktiivisuus alkoi silloin jo lokakuun 13. päivänä (2003) ja jatkui marraskuun alkuun keskeytyksettä. Marraskuun alussa oli pari vuorokautta hieman rauhallisempaa kunnes 4.11. tapahtui tämä suurin satelliittimittausten aikana tapahtunut X45-luokan flarepurkaus. Auringon aktiivisuus ja maapallon magneettinen myrskyäminen jatkui voimakkaimman purkauksen jälkeenkin vielä pitkään, sillä vasta marraskuun 24. päivän aikana saavutettiin jonkinlainen ajankohdan normaali tila.

Julkisuudessa on esitetty huolestuneita arvioita siitä, kuinka hyvin nykyinen inframme kestää voimakkaat aurinkomyrskyt. Toukokuun 2024 aurinkomyrsky oli varmasti hyvä harjoitus joskus tulevaisuudessa tapahtuvalle, vieläkin voimakkaammalle aurinkomyrskylle, milloin se sitten tuleekin. Nyt suurimmat haitat näyttävät aiheutuneen lähinnä HF-radioliikenteelle yhteyskatkosten muodossa. Pahimmillaan radioliikenne häiriintyi arktisen alueen lisäksi Pohjois- ja Etelä-Amerikan alueella. Aurinkomyrsky oli niin pitkäkestoinen, että muuallakin varmasti koettiin ongelmia radioyhteyksissä.

Muista häiriöistä tai laiterikoista ei ole kerrottu medioissa ainakaan sellaisessa muodossa, että ne olisivat osuneet silmiini. Voidaan tietysti olettaa, että jonkin satelliitin toimintahäiriö ei ole sellainen uutinen, joka nostetaan etusivun otsikoihin. Edelleen, uutinen ei ole lainkaan se, että jonkin sähkölaitoksen verkkohäiriö olisi esiintynyt aurinkomyrskyn aikana. Vai voisiko tästä tehdä sellaisen päätelmän, että voimakkaidenkin aurinkomyrskyjen kanssa on opittu elämään ainakin jossakin määrin? Ehkä!

lauantai 27. huhtikuuta 2024

Marsin ”hämähäkit” ilmaantuvat keväisin

Marsissa on samankaltaiset vuoden aja kuin maapallolla. Vuoden pituus on vain lähes kaksinkertainen. Aivan samoin kuin Maassa, Marsissakin vaihtuvat vuodenajat tuovat mukanaan luonnonilmiöitä, joita ei muutoin voi nähdä. Maassa lumi sulaa ja vesistöt vapautuvat jääpeitteestä. Sen sijaan Marsissa ei vastaavaa tapahdu, sillä vettä siellä esiintyy lähes yksinomaan maaperään sitoutuneena jäänä, joka ei sula edes kuumimpaan kesäaikaan joitakin erikoistapauksia lukuun ottamatta.

Marsissa "hämähäkkejä". Ei tietystikään vaan kyse on kaasu- ja pölypurkauksesta Marsin pinnan peittävän hiilidioksidijään läpi. Kuva ESA CaSSIS (Colour and Stereo Surface Imaging System).

Marsissa maisemaa muuttuva aine on hiilidioksidi. Marsin talven aikana se härmistyy pinnalle jääksi, jonka paksuus voi vaihdella muutamasta sentistä jopa metriin. Kevään saapuessa osa tästä hiilidioksidista haihtuu (sublimoituu) suoraan kaasuksi, nestemäistä vaihetta tässä prosessissa ei ole.

Kaasunmuodostumista ei kuitenkaan tapahdu pelkästään jääpeitteen pinnalla, vaan myös syvemmällä. Hiilidioksidijään sisällä tai alla auringonlämpö haihduttaa hiilidioksidin kaasuksi, joka ei kuitenkaan ensivaiheessa vapaudu ilmakehään. Jääpeitteeseen syntyy kaasutaskuja, joiden paine hiljalleen kasvaa. Lopulta jääkansi antaa periksi ja kaasu pääsee purkautumaan taskusta ulos. Purkaus on niin voimakas, että se tempaa mukaansa maaperän hienojakoista pölyä, joka yleensä on merkittävästi tummempaa kuin hiilidioksidijää.

Marsin hämähäkit esiintyvät keväisin "inka-kaupungiksi" nimetyllä alueella, joissa pintakerrokseen on muodostunut geometrisiä kuvioita. Kuva ESA CaSSIS (Colour and Stereo Surface Imaging System).

Kaasupurkaus ja siihen sekoittunut pöly muodostavat useita kymmeniä metrejä korkean geysiriä mustuttavan purkauksen, josta pöly laskeutuu suhteellisen nopeasti Marsin pinnalla olevan jään päälle. Kontrastiero on suuri ja avaruudesta nähtynä pöly muodostaa tumman pisteen, joista lähtevät halkeamat jääkerroksessa muodostavat satunnaisia kuvioita. Muodostumat muistuttavat jossain määrin hämähäkkejä, joiksi niitä onkin alettu kutsua.

Oheiset kuvat on ottanut ESAn ExoMars Trace Gas Orbiterissa oleva CaSSIS (Colour and Stereo Surface Imaging System) tutkimuslaitteisto lokakuun 4. päivänä 2020.



torstai 11. huhtikuuta 2024

Omituinen tähtipari

Tutkijat ovat tehneet massiivisesta tähtiparista mielenkiintoisen havainnon. Tähtiparit ovat yleensä hyvin samankaltaisia, kuten kaksoset, mutta HD 148937:ssä toinen tähti näyttää nuoremmalta ja on magneettinen. Euroopan eteläisen observatoriossa (ESO) tehdyt havainnot viittaavat siihen, että järjestelmässä oli alun perin kolme tähteä, kunnes kaksi niistä törmäsi toisiinsa ja yhdistyi. Tämä hurja tapahtuma synnytti tähtiparia ympäröivän pilven ja muutti lopullisesti järjestelmän kohtalon.

Tämä ESO:n Paranalin observatoriossa sijaitsevalla VLT Survey Telescope-kaukoputkella otettu kuva esittelee kauniin NGC 6164/6165-tähtisumun, joka tunnetaan myös nimellä Lohikäärmeen muna. Sumu on kaasu- ja pölypilvi, joka ympäröi tähtiparia nimeltään HD 148937.

Tähtitieteilijät ovat uudessa ESO:n dataa hyödyntävässä tutkimuksessa osoittaneet, että nämä kaksi tähteä eroavat toisistaan epätavallisen paljon. Toinen näyttää paljon nuoremmalta ja on toisesta poiketen magneettinen. Lisäksi tähtisumu on huomattavasti nuorempi kuin kumpikaan tähti sen sydämessä, ja se koostuu kaasuista, joita tavallisesti esiintyy syvällä tähden sisällä eikä sen ulkopuolella. Nämä johtolangat yhdessä auttoivat ratkaisemaan HD 148937 -järjestelmän mysteerin. Tähtijärjestelmässä oli todennäköisesti alun perin kolme tähteä, kunnes kaksi niistä törmäsi ja yhdistyi, jolloin syntyi uusi, suurempi ja magneettinen tähti. Tämä hurja tapahtuma synnytti myös upean tähtisumun, joka nyt ympäröi jäljellä olevia tähtiä.

Kuva: ESO/VPHAS+ team. Acknowledgement: CASU

 

"Taustatietoja lukiessani minua hämmästytti, miten erikoiselta tämä järjestelmä vaikutti", sanoi Abigail Frost, Chilessä asuva ESO:n tähtitieteilijä ja tänään Science-lehdessä julkaistun tutkimuksen pääkirjoittaja. HD 148937-järjestelmä sijaitsee noin 3 800 valovuoden päässä Maasta Kulmaviivoitin-tähdistön suunnassa. Se koostuu kahdesta tähdestä, jotka ovat paljon Aurinkoa massiivisempia (>8 M), ja joita ympäröi pölystä ja kaasusta koostuva tähtisumu. "Kahta massiivista tähteä ympäröivä tähtisumu on harvinaisuus, ja se sai meidät todellakin tuntemaan, että tässä järjestelmässä on täytynyt tapahtua jotain erityistä. Kun katsoimme dataa, tämä tunne vain lisääntyi."

"Tarkan analyysin jälkeen pystyimme toteamaan, että massiivisempi tähti vaikuttaa paljon nuoremmalta kuin sen kumppanitähti, mikä ei käy järkeen, koska niiden olisi pitänyt muodostua samaan aikaan!" Frost sanoi. Toinen tähti näyttää olevan ainakin 1,5 miljoonaa vuotta toista nuorempi, ja tämä ikäero viittaa siihen, että jonkin on täytynyt nuorentaa massiivisempaa tähteä.

Palapelin toinen osa on tähtiä ympäröivä tähtisumu, eli NGC 6164/6165. Se on vain 7 500 vuotta vanha eli satoja kertoja nuorempi kuin molemmat tähdet. Sumussa on myös erittäin suuria määriä typpeä, hiiltä ja happea. Tämä on yllättävää, sillä näitä alkuaineita on yleensä syvällä tähden sisällä, ei sen ulkopuolella. On aivan kuin jokin hurja tapahtuma olisi saanut ne liikkeelle.

Selvittääkseen tätä arvoitusta tutkimusryhmä teki yhdeksän vuoden ajan havaintoja PIONIER- ja GRAVITY-instrumenteilla, jotka molemmat ovat ESO:n Very Large Telescope Interferometer, eli VLTI:ssä, joka sijaitsee Chilen Atacaman autiomaassa. He käyttivät myös ESO:n La Sillan observatoriossa sijaitsevan FEROS-instrumentin arkistodataa.

"Uskomme, että tässä järjestelmässä oli alun perin ainakin kolme tähteä. Kahden niistä täytyi olla lähellä toisiaan jossain vaiheessa kiertoratojaan, kun taas kolmas tähti oli paljon kauempana", selitti Hugues Sana, belgialaisen KU Leuvenin professori ja havaintojen päätekijä. "Kaksi sisempää tähteä yhdistyivät hurjassa prosessissa, jolloin syntyi magneettinen tähti ja ulos virtaavaa materiaa, joka synnytti tähtisumun. Kauempana oleva tähti asettui uudelle kiertoradalle juuri sulautuneen, ja nyt magneettisen tähden kanssa. Näin kaksoistähti syntyi, ja näemme sen nykyään tähtisumun keskellä."

"Sulautumisskenaario oli mielessäni jo vuonna 2017, kun tutkin Euroopan avaruusjärjestön Herschel-avaruusteleskoopilla tehtyjä tähtisumuhavaintoja", lisäsi yksi tutkimuksen kirjoittajista Laurent Mahy, joka toimii nykyisin vanhempana tutkijana Belgian kuninkaallisessa observatoriossa. "Tähtien välisen ikäeron löytäminen viittaa siihen, että tämä skenaario on uskottavin, ja sen osoittaminen oli mahdollista vain uusien ESO-havaintojen avulla."

Tämä skenaario selittää myös sen, miksi toinen järjestelmän tähdistä on magneettinen ja toinen ei. Tämä on toinen HD 148937:n erikoinen piirre, joka havaittiin VLTI-datassa.

Samalla tämä auttaa ratkaisemaan tähtitieteen pitkäaikaisen arvoituksen, eli miten massiiviset tähdet saavat magneettikenttänsä. Magneettikentät ovat yleisiä Auringon kaltaisissa pienimassaisissa tähdissä, mutta massiivisemmat tähdet eivät pysty ylläpitämään magneettikenttiä samalla tavalla. Jotkin massiiviset tähdet ovat kuitenkin magneettisia.

Tähtitieteilijät olivat jo jonkin aikaa epäilleet, että massiiviset tähdet voivat saada magneettikenttiä kahden tähden yhdistyessä. Tämä on kuitenkin ensimmäinen kerta, kun tutkijat löytävät tästä suoraa näyttöä. HD 148937:n tapauksessa sulautumisen on täytynyt tapahtua hiljattain. "Massiivisten tähtien magneettisuuden ei odoteta kestävän kovinkaan kauan tähden elinikään verrattuna, joten näyttää siltä, että olemme havainneet tämän harvinaisen tapahtuman hyvin pian sen tapahtumisen jälkeen", Frost lisäsi.

ESO:n ELT-teleskooppi (Extremely Large Telescope), jota parhaillaan rakennetaan Chilen Atacaman autiomaassa, antaa tutkijoille mahdollisuuden selvittää tarkemmin, mitä tässä tähtijärjestelmässä tapahtui paljastaen kenties vielä lisää yllätyksiä.

Lisätietoa

Tämä tutkimus on esitelty artikkelissa nimeltään “A magnetic massive star has experienced a stellar merger”, joka on julkaistu Science (www.science.org/doi/10.1126/science.adg7700) -lehdessä.

 

Toimituksen huomautus

Auringonmassaisten tähtien magneettikenttä syntyy takokliinissä, konvektiivisen kerroksen alapuolella olevassa vaihettumisvyöhykkeessä. Kliini muodostuu radiatiivisen ja konvektiivisen kerroksen väliin.

Jos tähti on Aurinkoa selvästi massiivisempi, tähden rakenne on yleensä käänteinen, eli ydinosa on konvektiivinen ja ulkokerros radiatiivinen ja myöhemmässä kehitysvaiheessa kokonaan radiatiivinen (riippuen massasta).

Radiatiivinen ulkokuori ei mahdollista merkittävän magneettikentän syntymistä. Tutkimuksen myötä kehitetyssä teoriassa tähden magneettisuus selitetään suhteellisen hiljattain tapahtuneella kahden tähden sulautumisella, jolloin tuntuu luonnolliselta, että tähden rakenne ei vielä ole asettunut luonnolliseen tilaansa ja tähdellä onkin konvektiivinen kerros uloimpana (tai riittävän lähellä ulkopintaa) ja sitä tietä magneettikentän mahdollistava takokliini kerrosten välissä. Tosin, tähti on hyvin massiivinen (>8 M) joten sen ulkokuori voi olla tästäkin syystä konvektiivinen, vaikka teorian mukaan tällainen rakenne syntyy vieläkin massiivisemmilla (>12,5 M) tähdillä.

 

 

perjantai 5. huhtikuuta 2024

Auringonpimennyksen aikana hyvin harvinainen tilanne valokuvattavaksi

Ensi maanantaina 8.4. tapahtuu täydellinen auringonpimennys, jollainen tuskin koskaan toistuu. Itse auringonpimennyksessä ei ole mitään kummallista, reilun neljänminuutin kestoltaan (täydellisen pimennyksen kesto) sijoittuu keskikastiin. Sen sijaan taivaalla täydellisen pimennysvaiheen aikana on nähtävissä hyvin paljon muuta. Valitettavasti emme pysty näkemään pimennystä täällä Suomessa, mutta puolen sataa suomalaista on Yhdysvalloissa Ursan järjestämällä pimennysmatkalla, joten ehkäpä saamme myös tuoreita terveisiä siitä mitä todella taivaalla näkyi.

Täydellisen pimennyksen reitti  on piirretty kaavioon sinisellä viivalla ja Kuun varjon muotoa kuvaavilla ellipseillä. Kuva NASA/Eclipse We Site.

Täydellinen pimennysalue kulkee Meksikosta koilliseen ylittäen Yhdysvallat ja Kanadan itärannikkoa ja päättyy Pohjois-Atlantille. Pimennys on pitkäkestoisin Meksikon pohjoisosassa ja se tapahtuu 21.17.44 Suomen aikaa.

Varsinaisesti pimennys alkaa eteläisellä Tyynellämerellä kello 16.38.44 UT aikaa Kuun varjon koskettaessa merenpintaa. Varjo siirtyy kohti koillista ja saavuttaa Meksikon rannikon hieman ennen pimennyksen pisintä kestoa, joka tapahtuu kello 18.17.13 UT aikaa. Varjon liike jatkuu tämän jälkeen Yhdysvaltojen puolelle, josta se siirtyy Kanadan rajan yli noin kello 19.20 UT. Kanadan Atlantin puoleisen rannikon varjo jättää taakseen noin kello 19.40 UT ja varjo erkaantuu jälleen merenpinnasta kello 19.55.29 UT aikaa Pohjois-Atlantilla. Islannissa on mahdollisuus havaita pimennyksen viimeisiä hetkiä auringonlaskun aikaa, jolloin noin 50 % Auringosta on peittyneenä Kuun taakse.

Kuvakaappaus Skysafari-ohjelman ruudulta, jossa näkyy runsaasti kohteita pimentyneen Auringon ympärillä. Tämä on todella harvinainen tilanne, joka tuskin koskaan tulee toistumaan. Kuva © Kari A. Kuure/SkySafari7.

Täydellisellä pimennysvyöhykkeellä on taivaalla näkyvissä myös muita kohteita. Kuun takaa loistavan koronan lisäksi siitä ylös ja oikealla pitäisi näkyä komeetta 12P/Pons-Brook, joka viimeisimpien havaintotietojen mukaan on kirkastunut paljain silmin näkyväksi. Sen vieressä vasemmalla on kirkkaana näkyvä Jupiter, jota voi käyttää kiintopisteenä komeetan etsinnässä, jos komeetan kirkkaus ei aivan silmiin pistävä olisikaan. Jupiterista hieman ylös ja vasemmalle on Uranus, jonka sinivihreä väri paljastaa planeetaksi paljain silmin katselevalle. Kiikarilla se tietysti näkyisi loistavasti, jos joku malttaisi koronan ihastelulta sitä taivaalta etsiä.

Komeettaa ja Jupiteria lähempänä Auringon koronaa on Merkurius, joka sekin pitäisi helposti näkyä paljain silmin. Auringosta oikealle ja alas on näkyvissä kirkas Venus, josta ei voi erehtyä. Edelleen samaan suuntaan mentäessä seuraavana on vuorossa Neptunus, joka kuitenkin on aivan liian himmeä näkyäkseen paljain silmin. Samaan suuntaan edetessä seuraavana ovat Saturnus ja Mars, jotka ovat hyvin lähellä toisiaan. Kaikki nämä kohteet ovat siis hyvin lähellä zeniittiä, joten paras havaintoasento on makuullaan tai ainakin puolimakaavassa asennossa esimerkiksi retkituolissa istuen.

Monipuolisen ja monikohteisen havainnoinnin ongelmaksi voi osoittautua, että havaintoaika jää vain reilun 4 minuutin mittaiseksi ja itse koronan ilmiöitäkin pitäisi ehtiä havaitsemaan ja ihastelemaan. Ratkaisun voisi tuoda valokuvaaminen ja videoiminen. Kamera raksuttelemaan kuvia peräjälkeen omia aikojaan tai videota tallentamaan tai molemmat). Neptunus saattaa näilläkin keinoin olla vaikea kohde saada kuviin, sillä kaikkien kohteiden kirkkaudet ovat hyvin erilaisia ja vaativat erilaisia valotuksia. Tarvittaneen kaksi kameraa erilaisilla valotusajoilla kuvia ottamaan. Neptunus ja Uranus ovat himmeimpiä mutta ei Marsin ja Saturnuksenkaan kirkkaudet kovin suuria ole. Aina kuitenkin kannattaisi yrittää, sillä tämä tilanne ei toistu ehkä koskaan.


keskiviikko 27. maaliskuuta 2024

Tähtitieteilijät ovat paljastaneet Linnunradan keskustan mustan aukon reunalla kiertyvän voimakkaan magneettikentän

Event Horizon Telescope (EHT) -yhteistyöverkoston ottamassa uudessa kuvassa näkyy voimakkaita ja järjestäytyneitä magneettikenttiä, jotka lähtevät kierteisesti supermassiivisen mustan aukon Sagittarius A*:n (Sgr A*) reunalta. Tämä ensimmäinen polarisoidun valon alueen kuva Linnunradan galaksin ytimessä lymyävästä mustasta aukosta on paljastanut magneettikentän rakenteen, joka on hämmästyttävän samanlainen kuin M87-galaksin keskellä olevalla mustalla aukolla (M87*). Tämä viittaa siihen, että kaikilla mustilla aukoilla voi olla voimakkaita magneettikenttiä. Samankaltaisuus viittaa myös siihen, että myös Sgr A*:ssä on piilossa oleva suihku. Tulokset julkaistiin tänään The Astrophysical Journal Letters -lehdessä.

Event Horizon Telescope (EHT) yhteistyöverkoston kuvaamien kahden mustan aukon kokovertailu. M87* sijaitsee Messier 87 -galaksin ytimessä ja Sagittarius A* (Sgr A*) sijaitsee Linnunradan keskellä. Kuvassa on Sgr A*:n mittakaava sekä M87*:een, että muihin aurinkokunnan kohteisiin, kuten Pluton ja Merkuriuksen kiertoratoihin, verrattuna. Myös Auringon halkaisija ja Voyager 1 -avaruusluotaimen nykyinen sijainti, on merkattuna. Voyager 1 on tällä hetkellä kauimpana Maasta oleva luotain. M87* sijaitsee 55 miljoonan valovuoden etäisyydellä, ja se on yksi suurimmista tunnetuista mustista aukoista. Sgr A* on 27000 valovuoden päässä meistä, ja se massa on noin neljä miljoonaa Auringon massaa. M87* painaa kuitenkin kuusisataa kertaa enemmän. Niiden suhteellisten etäisyyksien vuoksi molemmat mustat aukot näyttävät taivaalla samankokoisilta. Kuva EHT collaboration.


Vuonna 2022 tutkijat esittelivät ensimmäisen Sgr A*:n kuvan useissa lehdistötilaisuuksissa eri puolilla maailmaa Euroopan eteläinen observatorio (ESO) mukaan lukien. Sgr A* sijaitsee noin 27 000 valovuoden päässä Maasta. Vaikka Linnunradan supermassiivinen musta aukko on vain tuhannesosa M87:n mustasta aukosta (ensimmäinen EHT:llä kuvattu musta aukko), havainnot paljastivat, että nämä kaksi näyttävät hämmästyttävän samanlaisilta. Tämä sai tutkijat miettimään, onko näillä kahdella ulkonäön lisäksi muita yhteisiä piirteitä. Selvittääkseen tätä tutkimusryhmä päätti tutkia Sgr A*:ta polarisoidussa valossa. Aiemmat tutkimukset M87:n mustan aukon (M87*) ympäristöstä paljastivat, että sitä ympäröivät magneettikentät mahdollistivat sen, että musta aukko pystyy lähettämään voimakkaita materiasuihkuja ympäristöönsä. Uuden tutkimuksen kuvat ovat paljastaneet, että myös Sgr A*:n kohdalla tilanne saattaa olla samankaltainen.

"Olemme nyt havainneet, että Linnunradan keskellä olevan mustan aukon lähellä on voimakkaita, kiertyneitä ja järjestäytyneitä magneettikenttiä", sanoi Sara Issaoun, NASA Hubble Fellowship Program Einstein Fellow Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian Centeristä Yhdysvalloista ja projektin toinen johtaja. "Sgr A*:n polarisaatiorakenne on hämmästyttävän samanlainen kuin paljon suuremmalla ja voimakkaammalla M87*-mustalla aukolla, ja olemme oppineet, että vahvat ja järjestäytyneet magneettikentät ovat ratkaisevassa asemassa siinä, miten mustat aukot ovat vuorovaikutuksessa niitä ympäröivän kaasun ja aineen kanssa."

Kuvassa on polarisoidun valon alueen kuvat supermassiivisista mustista aukoista M87* ja Sagittarius A*. Tämä osoittaa tutkijoille, että mustilla aukoilla on samanlaiset magneettikenttien rakenteet. Tämä on tärkeää, koska se viittaa siihen, että fysikaaliset prosessit, siihen miten musta aukko käynnistää ja ylläpitää suihkun, voivat olla universaaleja piirteitä supermassiivisille mustille aukoille.

Kuvan asteikko osoittaa näiden kuvien näennäisen koon taivaalla mikrokaarisekunneissa. Sormi kädenmitan päässä silmien edessä kattaa taivaalla yhden asteen alueen, ja mikrokaarisekunti on 3,6 miljardia kertaa pienempi kuin tämä kulma. Näiden mustien aukkojen kuvien näennäinen koko taivaalla on samankokoinen kuin Kuun pinnalla näkyvä donitsi. Kuva EHT Collaboration.


 
Valo on sähkömagneettista aaltoliikettä, joka fotoneissa oleva energia värähtelee sähkökentän ja sitä kohtisuoraan olevan magneettikentän välillä. Joissakin olosuhteissa (yleensä magneettikentän vaikutuksesta tai valon heijastuessa vedestä tai metallipinnasta) värähtely tapahtuu erityisesti tietyssä suunnassa, jolloin kutsumme sitä "polarisoiduksi". Vaikka polarisoitunut valo ympäröi meitä, ihmissilmä ei erota sitä "normaalista" valosta. Mustia aukkoja ympäröivässä plasmassa magneettikentän viivojen ympärillä kieppuvat hiukkaset aiheuttavat polarisaatiokuvion, joka on kohtisuorassa kenttää vastaan. Tämän ansiosta tähtitieteilijät voivat nähdä yhä tarkemmin, mitä mustien aukkojen alueilla tapahtuu, ja kartoittaa niiden magneettikentän rakennetta.

"Kuvaamalla mustien aukkojen läheisyydessä olevaa kuuman hehkuvan kaasun polarisoitunutta valoa voimme suoraan päätellä niiden magneettikenttien rakenteen ja voimakkuuden, jotka ohjaavat kaasu- ja materiavirtoja ja saavat energiaa mustasta aukosta", sanoi Angelo Ricarte, Harvardin Black Hole Initiative -hankkeen apurahansaaja ja yksi hankkeen vetäjistä. "Polarisoitunut valo kertoo meille paljon enemmän astrofysiikasta, kaasun ominaisuuksista ja mekanismeista, joita mustan aukon ruokaillessa tapahtuu." 

Mustien aukkojen kuvaaminen polarisoidussa valossa ei kuitenkaan ole yhtä helppoa kuin polarisoitujen aurinkolasien käyttäminen, ja tämä pätee erityisesti Sgr A*:n kohdalla. Se muuttuu niin nopeasti, ettei se pysy kuvattaessa paikoillaan. Supermassiivisen mustan aukon kuvaaminen vaatii kehittyneempiä välineitä kuin ne, joita on aiemmin käytetty paljon vakaamman M87*:n kuvaamiseen. EHT-projektin tutkija Taipeissa sijaitsevan Academia Sinican tähtitieteen ja astrofysiikan instituutista Geoffrey Bower sanoi: "Koska Sgr A* liikkuu, kun yritämme ottaa siitä kuvaa, siitä oli vaikeaa saada aikaan edes polarisoimatonta kuvaa", ja hän lisäsi, että Sgr A*:n ensimmäinen kuva oli sen liikkeen vuoksi useiden kuvien keskiarvo. "Olimme helpottuneita, että kuvaaminen polarisoidulla valolla oli edes mahdollista. Jotkin mallit olivat aivan liian sekavia ja turbulentteja polarisoidun kuvan muodostamiseksi, mutta todellisuus ei ollut niin huono."

Mariafelicia De Laurentis, EHT:n apulaistutkijan sijainen ja Napolin Federico II -yliopiston professori Italiassa, sanoi: "Kahden mustan aukon otoksessa, joilla on hyvin erilaiset massat ja hyvin erilaiset isäntägalaksit, on tärkeää määrittää, miten ne ovat samanlaisia ja miten erilaisia. Koska molemmissa on todennäköisesti voimakkaita magneettikenttiä, niin se viittaa siihen, että tämä voi olla universaalia, ja ehkä tämäntyyppisten kohteinen peruspiirre. Yksi näiden kahden mustan aukon yhtäläisyyksistä voisi olla suihku, mutta vaikka olemme kuvanneet hyvin selvän suihkun M87*:ssa, emme ole vielä löytäneet sellaista Sgr A*:sta."

Sgr A*:n havaintojen tekemiseksi yhteistyöverkosto yhdisti kahdeksan ympäri maailmaa sijaitsevaa teleskooppia luodakseen virtuaalisen Maan kokoisen teleskoopin, eli EHT:n. Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), jossa ESO on mukana yhtenä kumppanina, ja ESO:n isännöimä Atacama Pathfinder Experiment (APEX), jotka molemmat sijaitsevat Pohjois-Chilessä, olivat osa verkostoa, joka teki havainnot vuonna 2017.  

"EHT:n suurimpana ja tehokkaimpana teleskooppina ALMA:lla oli keskeinen rooli tämän kuvan luomisessa", sanoi ESO:n María Díaz Trigo, Euroopan ALMA-ohjelman tutkija. "ALMA:lle suunnitellaan nyt "äärimmäistä uudistusta", Wideband Sensitivity Upgrade -päivitystä, joka tekee ALMA:sta entistäkin herkemmän ja pitää sen keskeisenä toimijana myös tulevissa EHT:n havainnoissa Sgr A*:sta ja muista mustista aukoista."

EHT on tehnyt useita havaintoja vuodesta 2017 lähtien, ja sen on määrä tehdä Sgr A* -havainto uudelleen huhtikuussa 2024. Kuvat paranevat joka vuosi, kun EHT ottaa käyttöön uusia teleskooppeja, suurempaa kaistanleveyttä ja uusia havaintotaajuuksia. Seuraavalle vuosikymmenelle suunnitellut laajennukset mahdollistavat Sgr A*:sta tarkat liikkuvat kuvat, jotka saattavat paljastaa piilossa olevan suihkun. Ne voisivat antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden samanlaisten polarisaatio-ominaisuuksien havaitsemiseen kuin muissa mustissa aukoissa. Toisaalta EHT:n laajentaminen avaruuteen tarkoittaisi mustista aukoista tarkempia kuvia kuin koskaan aiemmin.

Lisätietoa

Tämä tutkimus on esitelty kahdessa EHT-kollaboraation julkaisemassa artikkelissa, jotka julkaistaan tänään The Astrophysical Journal Letters -lehdessä. Artikkelit ovat: "First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. VII. Polarization of the Ring" ja "First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. VIII.: Physical interpretation of the polarized ring".