Aurinkotuuli lämpenee Alfvénin aalloista

ESA:n Solar Orbiter -luotain on havainnut ratkaisevan tärkeitä tietoja vastatakseen vuosikymmenien pituiseen kysymykseen siitä, mistä aurinkotuulta lämmittävä ja kiihdyttävä energia on peräisin. Tutkijat yhdistivät tutkimuksessaan myös NASA: n Parker Solar Probe -luotaimen kokoamat tiedot aurinkotuulesta ja päätyivät tulokseen, että tarvittava energia tulee Auringon magneettikentän suurista vaihteluista.

Havainnekuva Aurinkoa kiertävistä Parker Solar Probe ja Solar Orbiter -luotaimista. Kuva ESA.

Aurinkotuuli^[1] on jatkuva varautuneiden hiukkasten virta, joka poistuu Auringon kaasukehästä (koronasta) ja virtaa Maan ohi ja jatkaa matkaa aina Aurinkokuntamme ulkorajoille asti. Kummallista kyllä, aurinkotuuli poistuu Auringon koronasta pienemmillä nopeuksilla (noin 300 km/s), joten jokin nopeuttaa sitä liikkuessaan kauemmas (Maan kohdalla nopeus on usein noin 500 km/s). Miljoona-asteinen aurinkotuuli luonnollisesti jäähtyy (adiapaattinen kaasu), kun se laajenee suuremmaksi tilavuudeksi ja muuttuu tiheydeltään harvemmaksi. Kummallisinta on, että jäähtyminen tapahtuu hitaammin kuin se pitäisi laajenemisesta johtuen. Ainoa selitys on, että aurinkotuuli saa lisäenergiaa matkalla koronasta esimerkiksi Maan radalle.

Joten mistä tarvittava energia on peräisin aurinkotuulen nopeimpien osien kiihdyttämiseen ja lämmittämiseen? ESA: n Solar Orbiterin^[2] ja NASA: n Parker Solar Proben^[3] tiedot ovat antaneet vakuuttavia todisteita siitä, että vastaus on Auringon magneettikentän laajamittaiset värähtelyt, jotka tunnetaan nimellä Alfvénin aallot.

“Ennen tätä työtä Alfvénin aaltoja oli ehdotettu potentiaaliseksi energianlähteeksi, mutta meillä ei ollut lopullista todistusta” sanoo Yeimy Rivera (Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, Massachusetts) tutkimusraportin^[4] ensimmäinen kirjoittaja.

Tavallisessa kaasussa, kuten Maan ilmakehässä, ainoat välittyvät aallot ovat ääniaaltoja. Kuumennettaessa kaasua poikkeuksellisiin lämpötiloihin (kuten Auringon kaasukehässä), se muuttuu plasmaksi ja reagoi magneettikenttiin. Tämä mahdollistaa Alfvénin aaltojen muodostumisen magneettikenttään. Nämä aallot varastoivat energiaa ja voivat tehokkaasti kuljettaa sen plasman läpi.

Normaali kaasussa energia varastoituu tiheyden, lämpötilan ja nopeuden muodossa. Plasmassa näiden lisäksi magneettikenttä varastoi myös energiaa. Sekä Solar Orbiter että Parker Solar Probe sisältävät tarvittavat instrumentit plasman ominaisuuksien mittaamiseksi, mukaan lukien sen magneettikenttä.

Vaikka kaksi avaruusalusta toimivat eri etäisyyksillä Auringosta, ja hyvin erilaisilla kiertoradoilla, helmikuussa 2022 avaruusalus sattuivat havaitsemaan samaa aurinkotuulen virtausta.

Parker, joka toimi 13,3 Auringon säteen (noin 9 miljoonaa km) etäisyydestä Auringosta aivan koronan ulkoreunoilla, läpäisi virtauksen ensin. Solar Orbiter, joka toimi 128 auringon säteellä (89 miljoonaa km), läpäisi saman virtauksen pari vuorokautta myöhemmin. “Tämä työ oli mahdollista vain siksi, että kaksi avaruusalusta, jotka ottivat näytteitä samasta aurinkotuulen virrasta sen matkan eri vaiheissa Auringosta, oli hyvin erityinen linjaus”, sanoo Yeimy.

Hyödyntäen täysin tätä harvinaista kohdistusta, ryhmä vertasi saman plasmavirran mittauksia kahdessa eri paikassa. He muunsivat mittaukset ensin neljäksi keskeiseksi energiamääräksi, jotka sisälsivät magneettikentässä varastoidun energian mittauksen, jota kutsutaan aaltoenergiavuoksi.

Koska energiaa ei voida luoda eikä tuhota, vain muuntaa muodosta toiseen, tiimi vertasi lukemia Parkerista Solar Orbiter havaitsemiin tietoihin. He tekivät tämän vertailun ottaen huomioon magneettisen energian ja ilman sitä.

“Huomasimme, että jos emme sisällyttäneet laskelmiin Parkerin aaltoenergiaa, tulokset eivät vastanneet sitä, kuinka paljon energiaa meillä on Solar Orbiterissa”, sanoo tutkija Samuel Badman, (Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, Massachusetts).

Lähellä Aurinkoa, jossa Parker mittasi virtausta, noin 10 % kokonaisenergiasta oli magneettikentässä. Solar Orbiterilla tämä luku oli laskenut vain 1 %:iin, mutta plasma oli kiihtynyt ja jäähtynyt odotettua hitaammin.

Numeroita vertaillen ryhmä päätteli, että menetetty magneettinen energia oli kiihdyttämässä hiukkasten nopeutta ja hidastanut plasman jäähtymistä.

Kaavio aurinkotuulesta ja luotaimien sijoittumista eri etäisyyksille havaintojen aikana Kaaviossa on esitetty myös paluumutkat (patches of switchbacks), jotka ovat Alfvénin aaltoja ja kiihdyttävät aurinkotuulen hiukkaset suurempiin nopeuksiin ja lämmittävät sitä. Klikkaa kuvaa suurentaaksesi sen! Kuva ESA.

Tiedot osoittavat magneettikentän kääntyvän takaisin päin. Näitä kutsutaan englanniksi "patches of switchbacks" -termillä. Vakiintunutta suomenkielistä käännöstä ei tietääkseni ole, mutta sen voisi suomentaa paluukäännökseksi tai -mutkaksi. Mutkat ovat suuria taipumia Auringon magneettikentässä ja ne ovat esimerkkejä Alfvénin aalloista. Niitä on nähty 1970-luvulta lähtien (luotaimilla), mutta niitä on havaittu useammin, kun Parker Solar Probe oli ensimmäinen luotain, joka lensi Auringon koronan läpi vuonna 2021 tehden runsaasti havaintoja niistä.

Tämä uusi työ vahvistaa, että nämä paluumutkat sisältävät tarpeeksi energiaa, jotta ne voivat olla vastuussa nopean aurinkotuulen kiihtyvyyden ja lämmityksen puuttuvasta osasta.

“Tämä uusi työ kokoaa asiantuntevasti joitain suuria paloja aurinkopulmasta. Solar Orbiterin, Parker Solar Proben ja muiden tehtävien keräämien tietojen yhdistelmä osoittaa meille, että erilaiset aurinkoilmiöt todella toimivat yhdessä tämän poikkeuksellisen magneettisen ympäristön rakentamiseksi”, sanoo Daniel Müller (ESA Project Scientist for Solar Orbiter).

”Eikä se kerro meille vain Aurinkokunnastamme. Aurinkomme on maailmankaikkeuden ainoa tähti, jossa voimme mitata sen aurinkotuulen. Joten se, mitä opimme Auringostamme, pätee mahdollisesti ainakin muihin Auringon tyyppisiin tähtiin ja ehkä muihin tähtiin, joilla on tähtituulia”, sanoo Samuel.

Tiimi pyrkii parhaillaan laajentamaan analyysiään aurinkotuulen hitaampiin muotoihin nähdäkseen, onko Auringon magneettikentän energialla merkitystä myös niiden kiihtymisessä ja lämmityksessä.

Viittaukset

[1]  Auringon korona on aurinkotuulen lähde. Aurinkotuuli on jatkuva varautuneiden hiukkasten virtaus, joka virtaa ulospäin Auringosta ja kulkee läpi koko aurinkokunnan. Koronan avoimet magneettikenttälinjat (Parkkerin spiraalit) tarjoavat väylän, jonka kautta nämä hiukkaset pääsevät pakenemaan avaruuteen. Aurinkotuuli vaikuttaa aurinkokunnan magneettisiin kenttiin, erityisesti Maan magnetosfääriin, ja se voi aiheuttaa avaruussään ilmiöitä, kuten geomagneettisia myrskyjä.

[2] ESA:n Solar Orbiter lähetettiin Aurinkoa kiertävälle radalle 10.2.2020. Se on suunniteltu tekemään yksityiskohtaisia mittauksia sisemmästä heliosfääristä ja alkavasta aurinkotuulesta. Luotain tekee myös havaintoja Auringon napa-alueista, joita on vaikea tehdä Maasta. Nämä havainnot ovat tärkeitä tutkittaessa, miten Aurinko luo ja hallitsee heliosfääriään.

SolO tekee havaintoja Auringosta eksentriseltä kiertoradalta, joka liikkuu niinkin lähellä kuin 60 auringon säteet (R_S)tai 0,284 au. Tehtävän aikana kiertoradan inklinaatio nostetaan noin 24°:een.

[3] NASAn Parker Solar Probe lähetettiin Aurinkoa kiertävälle radalle 12.8.2018 tehtävänään tehdä havaintoja ulkokoronasta ja Auringosta. Lähimmillään Aurinkoa sen rata on vain 6,9 miljoona km etäisyydellä. Luotaimen havaintolaitteet on sijoitettu suojakilven taakse, jotta Auringon voimakas lämpösäteily ei tuhoaisin niitä.

[4] Science: In situ observations of large-amplitude Alfvén waves heating and accelerating the solar wind, https://www.science.org/doi/10.1126/science.adk6953#con1 (maksumuuri).

DARTin törmäyksellä yllättäviä seurauksia

NASA suoritti kaksi vuotta sitten Double Asteroid Redirection Test (DART) -nimellä kulkevan testitörmäyksen^[1], jossa ensimmäistä kertaa tarkoituksellisesti yritettiin muokata asteroidin rataa. Kohde oli Didymos asteroidin kuu Dimorphos. Kohdevalintaan vaikutti sen turvallisuus ja riskien hallinta, sillä oli hyvin epätodennäköistä, että pieni kuu karkaisi suuremman asteroidin kiertoradalta törmäyksen vaikutuksesta. Lisäksi törmäyssuunta valittiin niin, että kuun kiertoaika lyheni, eikä karkaaminen olisi mahdollista.

Dimorphos lähikuvassa juuri ennen DAT-luotaimen törmäystä. Törmäys paljasti kuun olevan kasa kiviä, joka on osittain pääteltävissä myös tästä kuvasta. Kuva NASA.

Törmäys tapahtui 26.9.2022 ja sitä pystyttiin seuraamaan lähes reaaliajassa Light Italian CubeSat for Imaging of Asteroids (LICIAcube) -satelliitin välittämistä kuvista. Lisäksi törmäävä luotain itsekin kuvasi kohdettaan ja viimeinen kuva saatiin vain sekunteja ennen törmäystä.

Kuten aikaisemmin on kerrottu, törmäys onnistui ja se tulokset olivat yllättäviä, sillä kuun kiertoaika lyheni peräti 33 minuuttia ja 15 sekuntia. Tulos oli odottamaton, sillä tutkijat olivat arvioineet kiertoajan lyhenevän enintään muutaman minuutin tai peräti vain joitakin sekunteja. 

Toinen ja todella yllättävä vaikutus oli kuun muodon muuttuminen. Ennen törmäystä se oli hieman litistynyt pallo. Törmäys muutti sen muodon kolmiakseliseksi ellipsoidiksi, siis suunnilleen sellaiseksi kuin mitä venynyt vesimeloni on. Näin voimakkaasta muodon muuttumisesta voidaan päätellä, että kuu on todellisuudessa vain löyhästi keskinäisen gravitaation vaikutuksesta yhteen liittyneitä kiviä.

Tähtitieteilijät ovat jatkaneet törmäyksen ja sen vaikutuksen tutkimuksia. Yksi tuoreimmista tutkimuksista on tohtori Eloy Peña-Asensio’n johtaman työryhmän tekemä simulaatio^[2] törmäyksen irrottamien heitteiden reiteistä. Simulaatiot perustuivat LICIAcube-satelliitin kokoamaan aineistoon heitteiden määrästä, kappaleiden koosta ja liikesuunnasta ja radoista.

Simulaatioissa käytettiin 3 miljoonaa heitekappaletta, joiden kooksi valittiin 10 cm, 0,5 cm ja 30 µm. Lisäksi simulaatioita tehtiin kahdella nopeusvalinnalla, jotka olivat 1 – 1 000 m/s ja 1 – 2 km/s. Tulosten mukaan Marsin läheisyyteen (Marsin Hillsin palloon) suurimmat ja samalla hitaimmat (450 m/s) kappaleet voisivat päätyä 13 vuodessa. Nopeammat (770 m/s) kappaleet tavoittaisivat Marsin lähiympäristön noin seitsemässä vuodessa.

Maan Hill´n pallon^[3] alueelle päätyisi kooltaan noin 10 cm muta myös kaikkein pienimpiä kappaleita. Maapallon ne tavoittaisivat 1,5 km/s nopeudella aikaisintaan seitsemän vuoden kuluttua. Erot hiukkasten koossa ja nopeudessa selittyvät niiden lähtöpaikasta kuun pinnalla suhteessa törmäyspaikkaan. Alkuperäisissä simulaatioissa ei tätä eroa juurikaan näkynyt mutta tarkemmissa simulaatioissa lähtöpaikalla näyttää olleen suuri merkitys.

Dimorphos'ista irronneet kappaleet ovat kooltaan sen verran pieniä, että niistä ei ole vaaraa maapallolle missään muodossa, vaan ilmakehään saapuessaan ne aiheuttavat vain tavanomaisia meteoreja. Tätä onkin jo ehditty spekuloimaan, että heiteparvesta voisi muodostua uusi, ihmisen aikaansaama meteoriparvi^[4] ja sille on jo ehdotettu nimeä dimorphosidit (tai jotain sinnepäin). Simulaation perusteella mahdollisen parven todellista rataa, radianttia ja ajankohtaa ei voi päätellä.

Viitteet

[1] Avaruusmagasiinissa on tästä tapahtumasta uutisoitu mm. seuraavissa artikkeleissa:

https://avaruusmagasiini.blogspot.com/2022/09/dartin-tormays-havaittiin-maanpinnalta.html

https://avaruusmagasiini.blogspot.com/2022/09/dart-luotain-tormaa-ensiyona.html

https://avaruusmagasiini.blogspot.com/2022/09/dart-onnistui-tormayksessaan.html

https://avaruusmagasiini.blogspot.com/2022/09/liciacube-lahetti-kuvia-tormayksesta.html

https://avaruusmagasiini.blogspot.com/2023/03/eson-teleskoopeilta-on-saatu.html

https://avaruusmagasiini.blogspot.com/2022/10/dart-luotaimen-tormayksen-vaikutukset.html

https://avaruusmagasiini.blogspot.com/2022/09/webb-ja-hubble-tallensivat.html

[2] Tutkimus tullaan julkaisemaan Planetary Science Journal tiedejulkaisussa: Delivery of DART Impact Ejecta to Mars and Earth: Opportunity for Meteor Observations. Artikkeli on toistaiseksi luettavissa osoitteessa https://arxiv.org/abs/2408.02836v1

[3] Tähtien, planeettojen ja kuiden Hill’n pallo on suunnilleen kappaleen gravitaation aikaansaama alue, jossa sen gravitaation voimakkuus on suurin. Jos tällä alueella on toinen kappale niin sen radan täytyy sijaita Hill’n alueella kokonaisuudella, jotta rata olisi stabiili. Maapallon Hill’n pallon säde on noin 1,5 miljoona km. Kuun rata sijaitsee tämän pallon sisällä ja tästä syystä se ei karkaa Aurinkoa kiertävälle radalle.

[4] Maan Hill’n pallon sisään joutuneiden pienkappaleiden ei välttämättä tarvitse päätyä maapallon ilmakehään, vaan niiden radat voivat poiketa vain jonkin verran alkuperäisestä, jonka jälkeen ne voivat poistua maapallon vaikutuspiiristä.

EHT:lla maailman tarkimmat maanpäälliset havainnot

Event Horizon Telescope (EHT) -yhteistyöverkosto on tehnyt testihavaintoja Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) -teleskoopilla ja muilla havaintolaitteilla, joiden avulla on saavutettu suurin Maan pinnalta havaittu erotuskyky^[1]. Suuri tarkkuus saavutettiin havaitsemalla kaukaisista galakseista peräisin olevaa valoa noin 345 GHz:n taajuudella, joka vastaa 0,87 mm:n aallonpituutta. Yhteistyöverkosto arvioi, että tulevaisuudessa he pystyvät ottamaan 50 prosenttia aiempaa tarkempia kuvia mustista aukoista, jolloin supermassiivisten mustien aukkojen rajojen ulkopuolella välittömässä läheisyydessä oleva alue erottuu paremmin. Lisäksi tutkijat pystyvät myös kuvaamaan useampia mustia aukkoja mitä toistaiseksi on havaittu. Uudet havainnot ovat osa pilottikokeilua, ja ne julkaistiin tänään The Astronomical Journal -lehdessä.

Tässä maailmankartassa keltaiset pisteet osoittavat niiden antennien ja teleskooppiverkostojen sijainnit, jotka osallistuivat Event Horizon Telescope (EHT) -yhteistyöverkoston toteuttamaan pilottikokeeseen. Kokeessa käytettiin ensimmäistä kertaa onnistuneesti erittäin pitkän perusviivan interferometriatekniikkaa, jossa satojen tai tuhansien kilometrien päässä toisistaan olevat teleskoopit yhdistetään havaitsemaisemmalla radiosäteilyä 0,87 mm:n aallonpituudella. Havainnoimalla valoa tällä lyhyemmällä aallonpituudella EHT:n tutkijat pystyivät saavuttamaan korkeamman resoluution ilman suurempaa teleskooppia. Tehtyjen havaintojen resoluutio on paras, mitä maapallon pinnalta on koskaan saatu.

Tutkimukseen osallistuivat seuraavat havaintoyksiköt: Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ja Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) Chilessä, 30-metrinen IRAM-teleskooppi (30-M) Espanjassa ja NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) Ranskassa sekä Grönlannin teleskooppi (Greenland Telescope, GLT) ja Submillimeter Array (SMA) Havaijilla. ESO on ALMA:n kumppani sekä APEX:in isäntä ja yhteistyökumppani. Kuva ESO/M. Kornmesser.

EHT-yhteistyöverkosto julkaisi kuvia M87*:stä, M87-galaksin keskellä olevasta supermassiivisesta mustasta aukosta, vuonna 2019, ja Sgr A*:sta, Linnunradan keskustassa olevasta mustasta aukosta, vuonna 2022. Nämä kuvat saatiin liittämällä useat eri radio-observatoriot eri puolilla planeettaa yhdeksi ”Maan kokoiseksi” virtuaaliteleskoopiksi VLBI-menetelmää (Very Long Baseline Interferometry) käyttäen.

Tähtitieteilijät käyttävät yleensä suuria teleskooppeja ottaakseen tarkkoja kuvia, tai hyödyntävät havainnoissa observatorioiden välistä suurempaa keskinäistä etäisyyttä interferometria-menetelmää käyttäen. Koska EHT on jo Maan kokoinen, niin maanpäällisten havaintojen resoluution lisääminen vaati toisenlaista lähestymistapaa. Parantaakseen teleskoopin resoluutiota voidaan havaita lyhyemmällä aallonpituudella, ja juuri näin EHT-yhteistyöverkosto on nyt tehnyt.

”Otimme ensimmäiset EHT:n kuvat mustista aukoista 1,3 millimetrin aallonpituudella, mutta näkemämme kirkas rengas, joka muodostui mustan aukon gravitaation taivuttamasta valosta, näytti edelleen epäselvältä, koska kuvien terävyyden ehdoton yläraja oli saavutettu”, sanoi tutkimusta johtanut Alexander Raymond, joka on aiemmin työskennellyt postdoc-tutkijana Harvardin ja Smithsonianin astrofysiikan keskuksessa (CfA, Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian) ja nykyisin hän työskentelee Yhdysvalloissa sijaitsevassa Jet Propulsion Laboratory'ssa. ”Käyttämällä 0.87 millimetrin havaintoja kuvistamme tulee terävämpiä ja yksityiskohtaisempia, mikä puolestaan todennäköisesti paljastaa kohteista uusia ominaisuuksia, sekä aiemmin ennustettuja että ehkä myös ennustamattomia”. 

Osoittaakseen, että havainnot 0,87 mm:n aallonpituudella ovat mahdollisia, ryhmä teki koehavaintoja kaukaisista, kirkkaista galakseista kyseisellä aallonpituudella^[2]. Sen sijaan, että he olisivat käyttäneet koko EHT-verkostoa, he käyttivät kahta pienempää aliryhmää, joihin molempiin Atacaman autiomaassa Chilessä sijaitsevat ALMA ja Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) kuuluivat. Euroopan eteläinen observatorio (ESO) on ALMA:n yhteistyökumppani, ja se isännöi ja tekee yhteistyötä APEX:in kanssa. Muita mukana olleita havaintolaitteita ovat 30-metrinen IRAM-teleskooppi Espanjassa ja NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) Ranskassa sekä Grönlannin teleskooppi ja Submillimeter Array Havaijilla.

Tässä pilottikokeessa ryhmä pystyi havainnoissa saavuttamaan jopa 19 mikrokaarisekunnin tarkkuuden, mikä tarkoittaa kaikkien aikojen korkeinta resoluutiota Maan pinnalta tehdyissä havainnoissa. He eivät kuitenkaan ole vielä pystyneet muodostamaan kuvia. Vaikka he havaitsivat useiden kaukana sijaitsevien galaksien valoa, he eivät käyttäneet riittävästi antenneja, jotta datasta olisi voinut rekonstruoida kuvan tarkasti. 

Tämä tekninen testi on avannut uuden havaintoikkunan mustien aukkojen tutkimiseen. Kaikkien ryhmään kuuluvien havaintolaitteiden avulla EHT pystyi näkemään jopa 13 mikrokaarisekunnin suuruisia yksityiskohtia, mikä vastaa pullonkorkin erottamista Kuussa Maasta katsottuna. Tämä tarkoittaa, että 0,87 mm:n havainnoilla saadaan kuvia, joiden resoluutio on noin 50 % suurempi  kuin aiemmin julkaistuissa M87*:n ja SgrA*:n 1.3 mm:n kuvissa. Lisäksi on mahdollista havaita kaukaisempia, pienempiä ja himmeämpiä mustia aukkoja kuin ne kaksi, joita verkosto on tähän mennessä kuvannut.

EHT:n johtaja (Founding Director) Sheperd ”Shep” Doeleman, CfA:n astrofyysikko ja tutkimuksen toinen johtaja, sanoi: ”Ympäröivän kaasun muutosten tarkastelu eri aallonpituuksilla auttaa meitä ratkaisemaan mysteerin siitä, miten mustat aukot vetävät puoleensa ja keräävät ainetta, ja miten ne saavat aikaiseksi voimakkaita suihkuja, jotka ulottuvat galaktisiin etäisyyksiin”. 

Tämä on ensimmäinen kerta, kun VLBI-tekniikkaa on pystytty käyttämään 0,87 mm:n aallonpituudella. Vaikka yötaivaan havainnointi tällä aallonpituudella oli mahdollista jo aikaisemmin, VLBI-tekniikan soveltamiseen on aina liittynyt haasteita, joiden voittaminen on vaatinut aikaa ja teknistä kehitystä. Esimerkiksi ilmakehän vesihöyry absorboi säteilyä 0,87 mm:n aallonpituudella paljon enemmän kuin 1,3 mm:n aallonpituudella, mikä vaikeuttaa radioteleskooppien mahdollisuuksia havaita mustia aukkoja lyhyellä aallonpituudella. Kun tämä yhdistetään yhä voimakkaampaan ilmakehän turbulenssiin ja kohinan lisääntymiseen lyhyillä aallonpituuksilla, sekä kyvyttömyyteen kontrolloida maailmanlaajuisia sääolosuhteita ilmakehän kannalta herkkien havaintojen aikana, VLBI:n siirtyminen lyhyemmille aallonpituuksille on ollut hidasta erityisesti siirryttäessä alimillimetrialueelle. Näiden uusien havaintojen myötä tilanne on kuitenkin muuttunut.

”Nämä VLBI-havainnot 0,87 mm:n aallonpituudella ovat uraauurtavia, sillä ne avaavat uuden havaintoikkunan supermassiivisten mustien aukkojen tutkimiselle”, totesi Thomas Krichbaum, yksi tutkimuksen kirjoittajista Saksan Max Planck Institute for Radio Astronomy -instituutista, joka operoi APEX-teleskooppia yhdessä ESO:n kanssa. Hän lisäsi: ”Tulevaisuudessa Espanjassa (IRAM-30m) ja Ranskassa (NOEMA) sijaitsevien IRAM-teleskooppien yhdistäminen ALMA:nn ja APEX:in kanssa mahdollistaa vielä pienempien ja himmeämpien kohteiden kuvaamisen samanaikaisesti kahdella aallonpituudella 1,3 mm ja 0,87 mm, mikä tähän asti ei ole ollut mahdollista”.

Viitaukset

[1] Suuremman resoluution tähtitieteen havaintoja on kyllä tehty aikaisemmin, mutta ne on saatu yhdistämällä Maan pinnalla olevien teleskooppien havainnot avaruudessa olevan teleskoopin havaintojen kanssa:  https://www.mpifr-bonn.mpg.de/pressreleases/2022/2. Tänään julkaistut uudet havainnot ovat korkeimman resoluution havainnot, jotka on koskaan saatu pelkästään maanpäällisillä teleskoopeilla. 

[2] Testatakseen havaintojaan EHT-yhteistyöverkosto kohdisti antennit hyvin kaukaisiin ”aktiivisiin” galakseihin, joiden ytimissä on supermassiivisia mustia aukkoja, ja jotka ovat hyvin kirkkaita. Tällaiset lähteet ovat apuna havaintojen kalibroinnissa ennen kuin EHT suunnataan himmeämpiin kohteisiin, kuten läheisiin mustiin aukkoihin.

 

Useat asteroidit ovatkin kaksoisasteroideja

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Gaia observatorion mittaustiedoista tutkijat ovat pystyneet määrittämään yli 150 000 asteroidin radat. Näiden joukosta havaittiin 352 asteroidia, jotka ovatkin binäärisiä eli kaksoisasteroideja. Nämä koostuvat yleensä isommasta ja hieman pienemmästä asteroidista, jotka kiertävät toisiaan järjestelmän massakeskipisteen ympäri. Kiertoliike näkyy kirkkaamman kappaleen huojuntana, sillä yleensä pienempi kappale, ”kuu”, on liian himmeä näkyäkseen.

Gaia observatorion kokoama tietokanta (Gaia DR3) on osoittautunut arvokkaaksi tutkimusaineistoksi mm. Aurinkokuntamme asteroidien tutkimuksissa. Havaintojen analysointi on paljastanut yli 350 asteroidin olevan binäärisiä, eli kahdesta asteroidista koostuvia. Aikaisemmin kaksoisasteroideja on tunnettu vain noin 500. Tutkijoiden mukaan joka kuudes asteroidi voi olla binaarinen. Kuva ESA.

Ennen tätä tutkimusta ^[1] tunnetiin noin 500 kaksoisasteroidia, joten tunnettujen binääristen asteroidien määrä on saanut merkittävän lisäyksen. Tutkijat arvelevatkin, että joka kuudes asteroidi voisi olla kaksoisasteroidi.

Gaia avaruusteleskooppi aloitti havainnot joulukuun 19. vuonna 2013 Lagrangen pisteessä L2. Piste sijaitsee noin 1,5 miljoonan kilometrin etäisyydellä maapallon yöpuolella, jolloin Aurinko, Maa ja Kuu jäävät kaikki samalle puolelle ja näin ne eivät häiritse ulkoavaruuden kartoittamista. Gaian tehtävänä on tehdä tarkkoja astrometrisiä mittauksia tähtien ja myös Aurinkokuntamme pienkappaleiden (asteroidien) paikoista.

Gaian havaintoihin perustuva tietokantajulkaisu 3 (Gaia’s data release 3, Gaia DR3) julkistettiin 13. kesäkuuta vuonna 2022 ja on ollut siitä lähtien tutkijoiden (ja muiden) käytettävissä. Gaian päätavoite on tuottaa tarkkoja paikkamäärityksiä Linnunradan tähdistä ja muista kohteista. Paikkatietojen lisäksi tietokanta sisältää aikaisempaa tarkempia tietoja tähtien spektrometristä mittauksista kemiallisesta koostumuksesta, tähtien lämpötiloista, väreistä, massoista ja iästä. Näiden lisäksi tähtien liikenopeudet ovat erittäin oleellisia tietoja Gaian mittauksissa.

Edellä lueteltujen tietojen lisäksi tutkijat pystyvät entistä tarkemmin määrittämään kaksoistähtien ratoja sekä tutkimaan tähtijoukkojen dynamiikkaa ja kirkkauden vaihteluita. Eikä Gaian kokoamat tiedot rajoitu vain Linnunradan alueelle, sillä myös miljoonien galaksien ja lukuisten kvasaarien tiedot tarkentuvat.

 

Lisätietoja

[1] Tutkimusraportti on julkaistu Astronomy & Astrophysics tiedejulkaisunssa 8.8.2024 otsikolla ”Binary asteroid candidates in Gaia DR3 astrometry” https://doi.org/10.1051/0004-6361/202349122.

  

Marsin ”kadonnut vesi” voi olla syvällä kallioperässä

Proceedings of the National Academy of Sciences julkaistussa artikkelissa tutkijat Vashan Wright, Matthias Morzfeld (molemmat Scripps Institution of Oceanography, University of California San Diego, La Jolla) ja Michael Manga (Department of Earth and Planetary Science, University of California Berkeley) esittävät, että Marsin seismisistä järistyksistä tehtyjen tietokonemallinnusten mukaan vettä voisi esiintyä runsaasti syvissä kalliokerroksissa olevissa huokosissa ja ruhjeissa.

Tässä havainnekuvassa InSight -luotain Marsin pinnalla. Luotaimen seismometri sijaitsee sen vasemmalla puolella. Kuva NASA.

Mallinnus käsittää hyvin kapean pisteen NASAn Mars InSight -luotaimen alapuolelta, perustuen luotaimen tekemiin seismisiin mittauksiin neljän vuoden aikana vuosina 2018 – 2022. Vesimäärää arvioidessaan tutkijat tekevät rohkean oletuksen, että jos kallioperän rakenne on samanlainen koko Marsissa, vesimäärä voisi peittää koko planeetan noin kilometrin vahvuiseen vesikerrokseen.

InSight’n havaintopaikalla kallioperän viisi ensimmäistä kiloteriä on hyvin kiinteää ja kuivaa kalliota. Se alapuolella noin 11,5 – 20 km syvyydessä kallioperä on huokoista ja ruhjeista basalttia, jonka huokosiin vesi olisi voinut kertyä. Seimisten mittausten tulkitseminen tukee tätä ajatusta. Vulkaaniset kivilajit, niiden mukana myös basaltti, ovat hyvin usein huokoisia johtuen magmaan (kivisula) liuenneista kaasuista ja vedestä. Magman kohotessa kallioperän syvyyksistä sen hydrostaattinen paine vähenee ja mahdollistaa lauenneiden kaasujen erottumisen kivisulasta. Vapautuessaan kaasu muodostaa erikokoisia kuplia (huokosia) kuin vishy-pulloa avatessa, jotka myöhemmin voisivat täyttyä vedellä.

Marsin kallioperän vesivarantojen hyödyntäminen voi kuitenkin olla vaikeaa, sillä poraustekniikka ei mahdollista (vielä) poraamista tarvittavaan syvyyteen. Maapallolla syvin kairattu reikä on vuonna 1971 aloitettu ja vuonna 1992 päättynyt Kuolan niemimaalle Petsamo-tunturiin kairattu 12,264 km syvyinen reikä. Tässä syvyydessä paine ja lämpötila ovat niin suuria, että kallio muuttuu plastiseksi. Tästä syystä syvemmälle ulottuvat kairaukset ovat mahdottomia. Marsissa plastisuusraja ja lämpötila voivat olla toisenlaisia, joten porakaivon kairaaminen ja veden pumppaaminen voisi olla mahdollista, jos ja kun joskus Marsiin perustetaan siirtokuntia.

Marsissa on paljon helpommin saavutettavissa olevia vesivaroja. Etelänavan läheisyydessä on useamman kilometrin paksuinen jäätikkö, joka pääosin on vettä. Jäätiköstä sulattamalla saadaan riittävästi vettä isonkin siirtokunnan tarpeisiin. Kyse on kuitenkin teknisesti vaativa, sillä jään sulattaminen vaatii runsaasti energiaa.

Muuallakin Marsissa on paikka paikoin pinnanalaisia jäätiköitä, joiden hyödyntäminen on mahdollista. Ovatko ne riittävän lähellä niitä alueita joihin siirtokuntia haluttaisiin perustaa, on kokonaan toinen juttu.

Marsin veden historia tunnetaan kohtuullisen hyvin. Marsin ilmakehä oli yli 3 miljardia vuotta sitten paksumpi ja silloin arvellaan planeetan pinnalla olleet olosuhteet sellaisiksi, että nestemäisen veden esiintyminen oli mahdollista. Marsin jäähdyttyä ja magneettikentän heiketessä ja lopulta kadotessa, aurinkotuuli vei mennessään niin ilmakehän kuin ison osan vedestä. Nykyisin ilmakehästä on jäljellä vain vähäiset rippeet ja vesihöyryäkin esiintyy ilmakehässä vain sen verran, että se on vaivoin havaittavissa. Muistoina muinoin vallinneista lämpimimmistä ja kosteammista olosuhteista Marsin pinnalla on edelleen jälkiä jokiuomista, järvistä, jopa pohjoisella pallonpuoliskolla olevasta merestä, sedimenteistä ja maaperän kerrostumista. Sen sijaan pinnan alla olevat vesivarastot ovat voineet säilyä muuttumattomina meidän päiviimme asti.

Aina kun aiheena on vesi toisilla taivaankappaleilla kuin Maassa, esiin nousee kysymys mahdollisesta elämästä näissä paikoissa. Näin tälläkin kertaa. Tutkijat kuitenkin ennakoivasti painottavat, että he eivät väitä löytäneensä elämää Marsista, vaikkakin senkin mahdollisuutta tutkijoilta kysyttiin. Maapallolla elämä perustuu veteen ja sen kiertoon ja vaikka luultavasti se on muuallakin perusehto, kaikki tästä eteenpäin on pelkkää spekulaatiota. Elämän ei kuitenkaan tarvitse perustua veteen, sillä ainakin teoreettisella tasolla monet muutkin liuottimet saattavat ylläpitää elämän kiertokulkua. Elämän syntyminen muunlaisiin olosuhteisiin on melko varmasti hyvin paljon vaikeampaa kuin veteen perustuen, joten tutkijoiden kannattanee sijoittaa käytettävissä olevat resurssinsa juuri vesipitoisiin paikkojen tutkimiseen.

 

 

Kerran elämässä: T Coronae Borealis kirkastuu lähiaikoina

”Kerran elämässä” tapahtuva toistuvan novan, T Coronae Borealis (T CrB), on ennustettu kirkastuvan aivan lähiaikoina, mahdollisesti jopa ennen syksyä. Tämä harvinaista tähtitieteellistä ilmiötä ei ole nähty vuoden 1946 jälkeen. Mistä siinä on kyse ja miten sitä voisi havaita?

T CrB -tähden sijainti Pohjankruunussa. Kuva © Kari A. Kuure.

T CrB on kaksoistähtijärjestelmä, joka sijaitsee Corona Borealis -tähdistössä, noin 2 700 valovuoden etäisyydellä Maasta. Se koostuu punaisesta jättiläisestä ja valkoisesta kääpiöstä, jotka kiertävät toisiaan hyvin suppeilla radoilla. Yhteen kierrokseen kuluu aikaa vain 227,6 vuorokautta. Valkoisen kääpiön massa on lähellä Auringon massaa, mutta se on kooltaan vain Maan kokoinen ja se aiheuttaa voimakkaan vuorovesivoiman punaiseen jättiläiseen (massa noin 2,6 M_☉). Punainen jättiläinen täyttää massansa mukaisen Rochen rajan, joten plasman on helppo poistua tähdestä. Valkoisen kääpiön luoma vuorovesivoima riistää kaasua (vetyä) punaiselta jättiläiseltä, joka kertyy pienemmän tähden ympärille kertymäkiekkoon ja lopulta se putoaa sen pinnalle.

Vuosikymmenten ajan paine ja lämpötila nousevat, kunnes kriittinen piste saavutetaan (noin 10 miljoonaa astetta). Tähden pinnalla käynnistyy termonukleaarisen (kuin vetypommissa) räjähdys, jossa vety fuusioituu heliumiksi. Räjähdys tuottaa kirkkaan leimahduksen, joka on nähtävissä Maasta tähden kirkastumisena enimmillään muutamia kymmeniä tunteja. Tällaista kirkastumista kutsutaan novaksi. Räjähdyksessä valkoinen kääpiö menettää avaruuteen pinnalle kertyneen vetykerroksen, mutta muutoin tähti pysyy entisellään ja on valmiina uuteen massan keräykseen ja nova-ilmiöön, kun vetyä on kertynyt riittävästi tähden pinnalle.

Tänä vuonna T CrB:n odotetaan käyvän läpi tällaisen purkauksen, mahdollisesti tullen tämän sukupolven kirkkaimmaksi novaksi. T CrB:n viimeiset dokumentoidut purkaukset olivat vuosina 1866 ja 1946, saavuttaen magnitudit 2,0 ja 3,0. Historialliset kirjaukset viittaavat siihen, että tämä järjestelmä on purkautunut vuosisatojen ajan, mahdollisesti havaintoja on kirjattu aina vuodesta 1217 eaa. lähtien. T CrB:n 80-vuotinen sykli on hyvin dokumentoitu, ja sen vaiheet ovat ennustettavissa: vakaa jakso, jota seuraa ennen purkausta tapahtuva kirkkauden lasku, huipentuen näyttävään räjähdykseen.

Kirkastumista enteilevä himmeneminen havaittiin viime vuonna maaliskuussa. Jos tilanteen kehitys mene samalla tavalla kuin 1940-luvulla, kirkastuminen tapahtuu noin 1,1 vuotta himmenemisen jälkeen. Tämä tarkoittaa sitä, että odotettavissa oleva kirkastuminen voisi tapahtua tämän vuoden aikana, luultavasti aivan lähiviikkoina. Valitettavasti juuri tähän aikaan elämme vielä täällä Suomessa valoisaa kesää, mutta elokuun lopulla meillä voi olla erittäin hyvät mahdollisuudet (ainakin eteläisessä Suomessa) ilmiön havaitsemiseen. Tutkijat uskovat kirkastumisen tapahtuvan viimeistään syyskuuhun mennessä.

T CrB:n odotettavissa oleva purkaus tarjoaa ainutlaatuisen tilaisuuden sekä ammattitähtitieteilijöille että harrastajille osallistua historialliseen havaintoon. Se toimii muistutuksena dynaamisesta ja jatkuvasti muuttuvasta maailmankaikkeudestamme, jossa tähdet syntyvät, elävät ja päättyvät näyttävästi elämänsä, vain edistääkseen kosmisen evoluution kiertoa.

Pohjankruunun alueen tähdistöt. Kuva © Kari A. Kuure.

Historia

T Coronae Borealis, tunnetaan myös nimellä ”Loistotähti” (Blace Star), on toistuva nova, joka on kiehtonut tähtitieteilijöitä ja taivaan tarkkailijoita vuosisatojen ajan. Sen historia on yhtä kiehtova kuin sen tuottamat taivaalliset tapahtumat.

Nykyaikana ensimmäisen kerran T CrB:n purkausta havainnoi irlantilainen tähtitieteilijä John Birmingham vuonna 1866. On kuitenkin uskottu, että tätä tähtijärjestelmää oli havaittu jo ennen sitä 10. magnitudin tähtenä. On myös kirjauksia, jotka viittaavat siihen, että T CrB:tä on mahdollisesti havaittu purkauksissa vuosina 1217 ja 1787.

Järjestelmän purkaukset eivät ole säännöllisiä, mutta niiden arvioidaan tapahtuvan suunnilleen joka 80. vuosi, viimeisin merkittävä purkaus kirjattiin vuonna 1946. Tämä epäsäännöllisyys lisää jännitystä ja mysteeriä T CrB:n ympärille, kun tähtitieteilijät ja harrastajat innokkaasti odottavat sen seuraavaa näytöstä. 80-vuotinen sykli on hyvin dokumentoitu, ja tähti noudattaa ennustettavaa kaavaa: vakaan olotilan jälkeen ennen purkausta tapahtuva kirkkauden lasku ja sitten dramaattinen kirkkauden kasvu.

T CrB:n tutkiminen ei ole vain yhden tapahtuman tarkkailua; se on vuosikymmeniä kestävän syklin ymmärtämistä ja sen aikana tapahtuvia muutoksia. Sen seuraavan purkauksen odotus on luonut kuhinaa tähtitieteellisessä yhteisössä, ja monet seuraavat tarkasti sen kirkkautta ja käyttäytymistä.

Tämä 80 vuoden sykli on kiinnostava, koska se tarjoaa ainutlaatuisen tilaisuuden tutkia tähtien välistä vuorovaikutusta ja tähtitieteellisiä prosesseja, jotka johtavat novan purkaukseen. T CrB:n syklin ymmärtäminen auttaa tähtitieteilijöitä paremmin ennustamaan tulevia tapahtumia ja tarjoaa arvokasta tietoa tähtien kehityksestä ja tähtitieteellisten ilmiöiden luonteesta.

Havaitseminen

T Coronae Borealis -tapahtuman havaitseminen on jännittävä kokemus, joka vaatii hieman suunnittelua ja kärsivällisyyttä. Tässä on muutamia vinkkejä, jotka auttavat sinua valmistautumaan tähän taivaalliseen näytökseen:

Tee ”kotitehtävät hyvin” ennen havaintoja: tutustua tähtikarttoihin tai käyttää tähtitieteellistä sovellusta, joiden avulla löydät Pohjankruunun (Corona Borealis) -tähdistön, jossa T Coronae Borealis sijaitsee.

Normaalitilassa tähtien yhteinen kirkkaus on luokkaa 10^m, joten niiden näkemiseen tarvitaan keskikokoinen kaukoputki. Kirkastumisen alettua kirkkaus voi kasvaa kirkkausluokkaan 2 vain muutamassa tunnissa. Saavuttaessaan suurimman kirkkautensa, nova on näkyvissä paljain silmin pimeässä paikassa. Valosaasteisilla alueilla (kuten Tampereella) on välttämätöntä käyttää vähintään tähtikiikaria ja mahdollisesti valosaastesuodinta.

Novan kirkastuttua, se voi olla näkyvissä muutaman vuorokauden, enintään noin viikon verran. Jos kirkastuminen tapahtuu elokuussa, niin meillä voi olla hyvät mahdollisuudet novan näkemiseen, sillä hyvin usein elokuussa yöt ovat vielä kesäisen selkeitä. Parasta tietysti olisi, jos havainnon onnistuisi tekemään juuri kirkastumisen alkaessa tai viimeistää sen saavuttaessa maksiminsa.

Jos sinulla on mahdollisuus ottaa valokuvia, pidä huoli siitä, että kamerasi tai tietokoneesi kello on oikeassa ajassa. Jos kuvaustietokoneesi on oikeassa ajassa, niin myös sen kello on oikeassa ajassa muutaman sekunnin tarkkuudella. Vain oikealla ajalla varustettu havainto, esimerkiksi valokuvat, ovat tieteellisesti arvokkaita.

Luonnollisesti kaikki laitteesi pitää olla hyvässä toimintakunnossa ja kameroiden ja tietokoneen akut täyteen ladattu. Muista myös huurtumisen esto, elokuun yöt voivat olla lämpimiä mutta ne ovat samalla myös hyvin kosteita. Kosteus tiivistyy optisille (ja muille) pinnoille hyvin nopeasti, joten jos näin käy, niin kuvaukset loppuvat yleensä siihen. Hanki siis tiivistymistä ehkäiseviä sähköisiä lämmitinpantoja, jotka sopivat laitteisiisi.

Jos huomaat merkittäviä muutoksia T CrB:n kirkkaudessa, raportoi havaintosi American Association of Variable Star Observers:lle (Amerikan Muuttuvien Tähtien Tarkkailijoiden Yhdistykselle) AAVSO. Tällä tavoin voit osallistua tärkeään tieteelliseen työhön.

Muista, että T Coronae Borealis -novan havaitseminen on ainutlaatuinen kokemus, joka tarjoaa mahdollisuuden yhdistää henkilökohtainen uteliaisuus ja tieteellinen tutkimus. Joten varustaudu, suuntaa katseesi taivaalle ja nauti tähtitieteellisestä seikkailusta! 

...

Artikkeli on päivitetty versio Tampereen Ursan Radiantti-blogissa julkaistusta artikkelista!