Tähtitieteilijät löysivät uuden sednoidin

KAK – Kansainvälinen tutkijaryhmä on löytänyt ^[4] uuden sednoidin. Nimitys sednoidi tulee Sedna kuiperoidista, joka kiertää kaukana Neptunuksen radan ulkopuolella. Löydetty kiertolainen tunnetaan tunnuksella 2023 KQ14 ja siitä on käytetty ei-niin virallista nimeä Ammoniiti. Kansainvälinen tähtitietelijöiden unioni nimeää virallisesti löydetyn kappaleen myöhemmin.

Tekoälyn luoma havainnekuva ”Ammoniitista” Kuva: Ying-Tung Chenin (ASIAA) 

Kohde löydettiin osana FOSSIL-tutkimusprojektia ^[3] (Formation of the Outer Solar System: An Icy Legacy). Kohde löydettiin Subaru-teleskoopilla ^[2] maalis-, touko- ja elokuussa 2023 tehtyjen havaintojen avulla.  Ensimmäisten havaintojen jälkeen heinäkuussa 2024 Kanada-Ranska-Havaiji-teleskoopilla tehdyt seurantahavainnot ja tunnistamattomien havaintojen etsintä muiden observatorioiden vanhoista tiedoista mahdollistivat tähtitieteilijöiden seurata kohteen kiertorataa 19 vuoden ajan. Erikoisen kaukaisen kiertoratansa ^[1] vuoksi 2023 KQ ₁₄ on luokiteltu "sednoidiksi", joten se on vasta neljäs tunnettu esimerkki tästä harvinaisesta kohdetyypistä.

Ammoniitin (punainen) kiertorata ja kolmen muun sednoidin kiertoradat. Keskellä oleva syaani ympyrä edustaa Neptunuksen kiertorataa. Kuva: Ying-Tung Chen (ASIAA).

Se, että 2023 KQ ₁₄ kiertorataa muiden sednoidien radoista, viittaa siihen, että ulompi aurinkokunta on monimuotoisempi ja monimutkaisempi kuin aiemmin on ajateltu. Tämä löytö asettaa myös uusia rajoituksia hypoteettiselle yhdeksännelle planeetalle. Jos yhdeksäs planeetta on olemassa, sen kiertoradan on sijaittava kauempana kuin tyypillisesti ennustetaan.

Japanin kansallisen tähtitieteellisen observatorion tohtori Yukun Huang, joka suoritti kiertoradan simulaatioita, kommentoi: ”Se, että 2023 KQ ₁₄ :n nykyinen kiertorata ei ole linjassa kolmen muun sednoidin kiertoradan kanssa, vähentää yhdeksännen planeetan hypoteesin todennäköisyyttä. Huang kuitenkin selittää lausuntoaan seuraavasti: ”On mahdollista, että Aurinkokunnassa on joskus ollut planeetta, mutta se on myöhemmin sinkoutunut ulos, mikä on aiheuttanut nykyään näkemämme epätavalliset kiertoradat.”

Tämän löydön merkityksestä tohtori Fumi Yoshida toteaa: ”2023 KQ ₁₄ löydettiin kaukaiselta alueelta, jossa Neptunuksen gravitaatiolla on vain vähän vaikutusta. Pitkänomaisten kiertoratojen ja pitkien perihelin etäisyyksien omaavien kohteiden läsnäolo tällä alueella viittaa siihen, että muinaisena aikana, kun 2023 KQ ₁₄ muodostui, tapahtui jotain poikkeuksellista. Näiden ainutlaatuisten, kaukaisten kohteiden kiertoradan kehityksen ja fysikaalisten ominaisuuksien ymmärtäminen on ratkaisevan tärkeää Aurinkokunnan koko historian ymmärtämiseksi. Tällä hetkellä Subaru-teleskooppi on yksi harvoista maapallon teleskoopeista, jotka pystyvät tekemään tällaisia löytöjä. Olisin iloinen, jos FOSSIL-tiimi voisi tehdä paljon lisää tällaisia löytöjä ja auttaa piirtämään täydellisen kuvan Aurinkokunnan historiasta.”

Tämä animaatio näyttää 2023 KQ14:n ("ammoniitti") liikkeen useiden tuntien ajan. Kuva: NAOJ, ASIAA

Tutkimuksen ensimmäinen kirjoittaja ja ASIAA:n tukitieteilijä, tohtori Ying-Tung Chen, huomautti, että ammoniitti on neljäs löydetty Sednan kaltainen kohde. Tri Chen korosti, että vaikka aiemmin tunnetuilla Sednan kaltaisilla kohteilla on suunnilleen samanlaiset kiertoradat, Ammoniitin kiertorata on suunnaltaan vastakkainen. Jos yhdeksäs planeetta olisi olemassa, on tutkittava syytä, miksi Ammoniitin kiertorata ei ole sama kuin muiden sednoidien kiertorata. Ammoniitin olemassaolo rajoittaa myös yhdeksännen planeetan mahdollisia kiertorataparametreja. "Ammoniitin löytäminen on kuin puuttuvan palan löytämistä aurinkokunnan rajaseudulta", tri Chen sanoi. "Se laajentaa ymmärrystämme erittäin kaukaisten transneptunisten kohteiden kiertoratojen jakautumisesta."

”Ammoniitin löytämisen merkitys ulottuu paljon yhden kaukaisen kohteen lisäämistä pidemmälle”, sanoo vastaava kirjoittaja ja ASIAA:n tutkija, tohtori Shiang-Yu Wang. ”Ammoniitin kiertorata kertoo meille, että jokin muovasi ulkoaurinkokuntaa jo hyvin varhaisessa vaiheessa. Olipa kyseessä sitten ohikulkeva tähti tai piilossa oleva planeetta, tämä löytö tuo meidät lähemmäksi totuutta.”

 

Lähteet

https://www.nao.ac.jp/en/news/science/2025/20250715-subaru.html

https://press.asiaa.sinica.edu.tw/ASIAA_TAIWAN_News/250715

https://subarutelescope.org/en/results/2025/07/14/3574.html

 

Viitteet

[1] Radan periheli on q = 66 au:n etäisyydellä Auringosta ja sen kiertoradan isonakselin puolikas on a= 252 au, radan inklinaatio on noin i= 11° ekliptikan suhteen. Simulaatioiden perusteella sen rata on olut stabiili jo 4,5 miljardin vuoden ajan. Vaikka sen nykyinen kiertorata eroaa muiden sednoidien kiertoradoista, simulaatiot viittaavat siihen, että niiden kiertoradat olivat huomattavan samankaltaisia noin 4,2 miljardia vuotta sitten.

Sednan kaltaisten kohteiden tunnusomainen piirre on niiden periheli – lähimpänä Aurinkoa niiden kiertoradoilla oleva piste – joka sijaitsee kaukana Neptunuksen kiertoradasta (noin 30 AU). Aikaisemmin ainoat tunnetut näin kaukana Auringosta sijainneet kohteet olivat Sedna (periheli ~76 AU), 2012 VP₁₁₃ (periheli ~80 AU) ja Leleakuhonua (periheli ~65 AU).

[2] Subaru-teleskooppin pääpeilin halkaisija on 8,2 metriä ja se sijaitsee Maunakealla Havaijilla.

[3] Tämä kansainvälinen tutkimus on osa Formation of the Outer Solar System: An Icy Legacy (FOSSIL) -projektia. Tiimiin kuuluu tutkijoita Taiwanin National Central Universitystä, NAOJ:sta, japanilaisesta Kinki-yliopistosta, Kanadan kansallisesta tutkimusneuvostosta, Korea Astronomy and Space Science Institutesta, Nanjingin yliopistosta Kiinasta ja muista laitoksista. Taiwanilaisia projektin jäseniä tukevat Academia Sinica ja National Science and Technology Council.

[4] Chen, YT., Lykawka, P.S., Huang, Y. et al. Discovery and dynamics of a Sedna-like object with a perihelion of 66 au. Nat Astron (2025). https://doi.org/10.1038/s41550-025-02595-7

 

Etelä-Atlantin anomalian arvoitus ei tunnu ratkeavan

KAK – Olet varmaan joskus kuullut uutisia Etelä-Atlantin anomaliasta. Anomaliasta käytetään SAA-lyhennettä, joka tulee englanninkielisestä nimityksestä South Atlantic Anomaly. Se on alue, jossa Maan ympärillä oleva Van Allenin vyöhyke pääsee lähestymään maanpintaa epätavallisen lähelle. Osaltaan tähän vaikuttaa se, että maapallon magneettinen keskipiste ei ole planeettamme massakeskipisteen kohdalla, vaan on siirtynyt enemmän itäiselle pallon osalle. Tästä seuraa anomalian perusasetelma: magneettikenttä on heikompi Etelä-Atlantin ja Etelä-Amerikan yläpuolella.

Etelä-Atlantin anomalia vuodelta 2023. jossa sinisellä osoitetaan heikentyneen magneettikentän alue. Nyt viisi vuotta myöhemmin muutoksia on jonkin verran tapahtunut, alue on hieman laajentunut ja siirtynyt jonkin verran länteen. Afrikan lounaispuoleinen ”magneettinen tasku” on edelleen jonkin verran heikentynyt lisää.

 Tässä ei kuitenkaan ole koko kuva ilmiöstä. Tieteellisesti SAA on hyvin mielenkiintoinen, sillä siinä tapahtuu hyvin nopeita, muutaman vuoden aikajaksolla havaittavia, muutoksia. Muutaman viime vuoden aikana SAA on laajentunut ja muuttanut muotoaan mutta myös siirtynyt länttä kohti 0,3° vuodessa. Liikkumisen myötä Afrikan lounaispuolelle on syntynyt ”magneettinen tasku” jossa magneettikentän voimakkuus on aikaisempaa heikompi. Syytä muutoksille ei tiedetä, mutta niiden arvellaan johtuvan Maan ulkoytimen sulassa raudassa tapahtuneita virtauksen muutoksia. Nämä muutokset voivat olla myös syynä magneettisen etelänavan (lähellä maantieteellistä pohjoisnapaa) siirtymistä itäiselle pallonpuoliskolle kohti Siperiaa.

Maapallon magneettikenttä ei ole perusdipolikenttä, vaan siinä on paikallisia anomalioita, siis poikkeavuuksia niin suunnan kuin kentänvoimakkuuden suhteen. SAA on näistä poikkeavuuksista merkittävin ja nopeimmin muuttuva. Ilmiönä magneettiset anomaliat ei kuitenkaan ole nykypäivänä syntyneet, vaan niitä on ollut yhtä kauan olemassa kuin maapallolla on magneettikenttä ollut. Ja kuten tiedetään, voimakkaimmillaan anomalioiden kehitys on johtanut siihen, että globaalin magneettikentän magneettinen suunta on ollut päinvastainen nykyiseen verrattuna, joskin suhteellisen lyhyen aikaa kerrallaan. Mitään Auringon kaltaista magneetista sykliä maapallon magneettikentästä ei ole havaittu vaan suunnanmuutokset ovat enemmän tai vähemmän satunnaisia ja kehittynevät näiden anomalioiden seurauksena.

SAAn alue mahdollistaa Auringosta peräisin olevan hiukkassäteilyn tunkeutumisen epätavallisen syvälle maapallon magneettikenttään ja osittain jopa Van Allenin vyöhykkeiden sisäpuolelle. Ilmakehä kuitenkin suojaa maapallon pinnan elämää säteilyn haittavaikutuksilta, mutta kiertoradalla olevat satelliitit ovat vaarassa vaurioitua säteilyn vaikutuksesta. Näin tapahtuu edelleenkin hyvin usein, vaikka nykyisin satelliittien elektroniikka rakennetaan ja ”kovennetaan” säteilyä kestäviksi. Silti taloudelliset menetykset ovat edelleen merkittäviä satelliittien menettämisen ja toiminnan keskeytymisen vuoksi.

SAA-alueen tulevaisuutta on vaikea ennustaa, koska sen syntymekanismia ei tunneta. On mahdollista, että anomalia tulevaisuudessa heikkenee (magneettikenttä vahvistuu normaaliin suuntaan) tai siirtyy aivan toiseen paikkaan. On myös mahdollista toisen suuntainen kehitys, jolloin anomalian magneettikenttä edelleen heikkenee ja laajenee. Joka tapauksessa maapallon magneettikentässä tulee aina olemaan eri asteisia anomalioita.

Lähteet

[1] https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/rosat/gallery/display/saa.html

[2] https://fi.wikipedia.org/wiki/Etel%C3%A4-Atlantin_anomalia

[3] https://en.wikipedia.org/wiki/South_Atlantic_Anomaly

[4] https://earth-planets-space.springeropen.com/articles/10.1186/s40623-020-01252-9

 

Pitkään odotettu havainto: Betelgeusella on kumppani

KAK – NOIRLab tiedote 21.7.2025 – Tähtitieteilijät ovat löytäneet tähden, joka kiertää uskomattoman tiukasti Betelgeusesta käyttäen NASAn ja Yhdysvaltain kansallisen tiedesäätiön rahoittamaa Alopeke-instrumenttia Gemini North -observatoriossa ^[3]. Tämä löytö ratkaisee pitkään jatkuneen mysteerin tähden vaihtelevasta kirkkaudesta ja tarjoaa tietoa muiden muuttuvien punaisten superjättiläisten taustalla olevista fysikaalisista mekanismeista.

Tässä valokuvassa Betelegeusen kumppanitähti näkyy sinisenä läikkänä. Vaikka kuva näyttääkin piirrokselta, se on kuitenkin oikea valokuva.
Kuva International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA. Image Processing: M. Zamani (NSF NOIRLab).

Betelgeuse on yksi yötaivaan kirkkaimmista tähdistä ja Maata lähin punainen superjättiläinen. Sen tilavuus on valtava, sillä sen säde on noin 700-kertainen kuin Auringon. Tähden ikä on noin kymmenen miljoonaa vuotta. Ihmiset ovat havainneet Betelgeusea Orionin tähdistön olkapäässä paljain silmin jo vuosituhansien ajan ja huomanneet, että tähden kirkkaus muuttuu ajan myötä. Tähtitieteilijät ovat havainneet, että Betelgeusella on noin 400 vuorokauden päävaihtelujakso ja pidempi, noin kuuden vuoden pituinen toissijainen jakso.

Vuosina 2019 ja 2020 Betelgeusen kirkkaus väheni jyrkästi. Tapahtumaa kutsutaan nimellä "Suuri himmennys". Tapahtuma sai jotkut uskomaan, että tähti on muuttumassa supernovaksi nopeasti lähestymässä, mutta tutkijat pystyivät toteamaan, että himmeneminen johtui itse asiassa Betelgeusesta sinkoutuneesta suuresta pölypilvestä.

Suuren himmennyksen mysteeri ratkesi, mutta tapahtuma herätti uuden kiinnostuksen Betelgeusen tutkimiseen, mikä johti tähden arkistotietojen uusiin analyyseihin. Eräs analyysi sai tutkijat ehdottamaan, että Betelgeusen kuuden vuoden vaihtelun syy on kumppanin olemassaolo ^[1]. Mutta kun Hubble-avaruusteleskooppi ja Chandra-röntgensäteilyobservatorio etsivät tätä kumppania, havaintoja siitä ei tehty.

Speckle-kuvaus on tähtitieteellinen kuvaustekniikka, jossa käytetään hyvin lyhyitä valotusaikoja Maan ilmakehän aiheuttamien vääristymien poistamiseksi kuvista. Tämä tekniikka mahdollistaa korkean resoluution, ja kun se yhdistetään Gemini Northin 8,1 metrin peilin valonkeräystehoon, Betelgeusen himmeä seuralainen voitiin havaita suoraan.

Seuratähden valon analyysin avulla vanhempi tutkija Steve Howell ja hänen ryhmänsä pystyivät määrittämään kumppanin ominaisuudet. He havaitsivat, että se on optisella aallonpituusalueella kuusi magnitudia himmeämmäksi kuin mitä Betelgeuse on, että sen arvioitu massa on noin 1,5 kertaa suurempi kuin Auringon massa ja että se näyttää olevan A- tai B-tyypin esi-pääsarjan tähti, siis hyvin kuuma ja sinivalkoinen tähti, jonka ytimessä vedyn fuusio ei ole vielä alkanut.

"Gemini Northin kyky saavuttaa suuri kulmatarkkuus ja terävät kontrastit mahdollistivat Betelgeusen seuralaisen suoran havaitsemisen", Howell sanoo. Lisäksi hän selittää, että "Alopeke teki sen, mitä mikään muu teleskooppi ei ole aiemmin tehnyt."

Tämä havainto antaa selkeämmän kuvan Betelgeusen (punaisen superjättiläinen) aikaisemmasta kehityksestä ja tulevista tapahtumista. Betelgeuse ja sen seurantatähti syntyivät todennäköisesti samaan aikaan. Kumppanin kehityskaari jäänee lyhyeksi, sillä voimakkaat vuorovesivoimat saavat sen kierteisesti syöksymään Betelgeuseen ja tuhoutumaan, minkä tutkijat arvioivat tapahtuvan seuraavien 10 000 vuoden aikana.

Havainto auttaa myös selittämään, miksi samankaltaisten punaisten superjättiläistähtien kirkkaudessa saattaa tapahtua jaksottaisia muutoksia useiden vuosien mittaisella aikavälillä. Howell kertoo toivovansa lisätutkimuksia tällä alalla: "Tämä havainto oli äärirajoilla siitä, mitä Geminillä voidaan tehdä korkean kulmatarkkuuden kuvauksen osalta, ja se onnistui. Tämä avaa nyt oven muille samanlaisille havaintoharrastuksille."

Gemin North observatorio Havajilla. Kuva International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/J. Chu

Martin Still, NSF:n kansainvälisen Gemini-observatorion ohjelmajohtaja lisää: "Kansainvälisen Gemini-observatorion tarjoamat speckle-ominaisuudet ovat edelleen vaikuttava työkalu, joka on avoin kaikille tähtitieteilijöille monenlaisiin tähtitieteen sovelluksiin. Satoja vuosia kestäneen Betelgeuse-ongelman ratkaisun toimittaminen jää mieleenpainuvaksi huippusaavutukseksi."

Toinen tilaisuus tutkia Betelgeuseksen kumppania tarjoutuu marraskuussa 2027, kun se on suurimmalla etäisyydellä Betelgeusesta ja on siten helpoin havaittavissa. Howell ja hänen tutkimusryhmänsä odottavat innolla Betelgeusesta tehtäviä havaintoja ennen tätä tapahtumaa ja sen aikana, jotta seuralaisen luonne voitaisiin määritellä paremmin.

 

Viitteet

[1] Kahdessa vuonna 2024 julkaistussa julkaisussa käytettiin vuosikymmenten havaintoja Betelgeusesta monilta tarkkailijoilta eri puolilta maailmaa ennustamaan seurantatähden kiertorata ja sijainti, vaikka sitä ei havaittu suoraan (ks. DOI: 10.3847/1538-4357/ad93c8 ja DOI: 10.3847/1538-4357/ad87f4).

[2] Tutkimus esitellään artikkelissa "Probable Direct Imaging Discovery of the Stellar Companion to Betelgeuse", joka ilmestyy The Astrophysical Journal Letters -lehdessä 24. heinäkuuta. DOI: 10.3847/2041-8213/adeaaf.

[3] Gemini North on Maunakea:lla (Havaiji) sijaitseva kansainvälisen Gemini-observatorion 8,1 m -teleskooppi. Geminillä on toinen samalainen teleskooppi Gemini South Cerro Pachó:lla Chilessä. Gemini-observatorio osittain NSF:n rahoittama ja NSF NOIRLab:n ylläpitämä.

 

Maapallo kiihdyttää pyörimistään

 ” Ei se ole kellon syy, jos maapallo pyörii eri tahtiin. Hervannassa on aina oikea hetki Forster’sille.”

Uusi hervantalainen sananlasku

KAK – Tänään maapallo pyörähtää itsensä ympäri nopeammin kuin koko vuoteen. Vuorokauden pituudeksi on määritetty atomikellojen ylläpitämänä 86 400 sekuntia. Maapallon pyöriminen ei kuitenkaan ole lähes milloinkaan tämän pituinen, vaan siinä on millisekunnin luokkaa olevia vaihteluita. Vaihteluiden syyt on hyvin moninaiset, palaan niihin myöhemmin.

Tänään yhteen pyörähdykseen maapallolta kuluu 1,3 ms vähemmän aikaa kuin virallinen vuorokauden pituus on. Tämän jälkeen pyöriminen tapahtuu aavistuksen verran hitaammin, kunnes heinäkuun 22. päivänä tämä ennätys lyödään ja pyörähtäminen tapahtuu 1,38 ms nopeammin. Mutta elokuun 5. päivänä tehdään jälleen uusi ennätys, se on 1,51 ms lyhyempi kierrosaika. 

 

Maapallon pyöriminen on hidastunut keskimäärin 1,7 ms vuosisadassa. Ilmiö mitattiin jo 1950-luvulla, kun pyörimistä alettiin seurata atomikellojen avulla mahdollisimman tarkasti. Todellisuudessa ilmiö tunnettiin jo 1600-luvun lopulta ^[1] mutta sen mittaaminen tarkasti oli aikaisemmin mahdotonta.

Hidastuminen ei ole tasaista, välillä se on hitaampaa ja välillä nopeampaa. Syy tähän trendiin on Kuun etäisyyden kasvaminen 3,8 cm vuodessa ^[4]. Kuu aiheuttaa gravitaatiollaan vuorovesivoiman, joka hidastaa maapallon pyörimistä siten, että vuoroveden muokkaama Maa on muodoltaan sellainen, että syntyy pyörimistä vastustava voima. Tämän ilmiön vaikutuksesta osa maapallon pyörimisen hidastumisesta vapautuva energia siirtyy Kuuhun ja sen rata tästä energiasta johtuen etääntyy maapallosta. Joskus, kauan aikaa sitten maapallon vuorokausi oli pituudeltaan vain 19 tuntia ^[2][3]. Osa vuorovesi-ilmiön vapauttavasta energiasta muuttuu lämmöksi niin kallioperässä kuin mereen syntyvien vuorovesiaaltojen ja veden virtauksen kitkasta johtuen.

Vuorovesivoiman olemassaolo siis hidastaa maapallon pyörimistä. Tästä syystä kellonaikoihin täytyy tehdä silloin tällöin korjaus, jotta maapallon pyöriminen ja kellonajat eivät joutuisi liian suureen aikaeroon. Korjausta kutsutaan karkaussekunniksi, jollainen lisättiin kellonaikaan viimeksi 31. joulukuuta 2016.

Maapallon pyörimisen hidastumistrendi on nähtävissä tästä kuvaajasta selvästi. Harmaalla viivalla on osoitettu pyörimisnopeus, jonka positiiviset arvot kertovat hidastumisesta. Aivan oikeassa reunassa lukemat ovat olleet painuneet negatiivisiksi ja tämä tarkoitta pyörimisen nopeutumista. Kuvaan punaisella pisteillä on merkitty karkaussekuntien lisäysajankohdatja hidastumisen aiheuttama kumulatiivinen erotus 1970-luvulta alkaneeseen seurannan vuorokauden pituuteen. Kuva Wikimedia Commons.

Karkaussekunteja lisätään Koordinoituun yleisaikaan (UTC) tarvittaessa, jotta atomikelloihin perustuva aika pysyisi alle 0,9 sekunnin sisällä maapallon pyörimiseen perustuvasta ajasta (UT1). Päätöksen karkaussekunnin lisäämisestä tekee International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS).

On myös hyvä huomioida, että marraskuussa 2022 tehtiin päätös luopua karkaussekunneista viimeistään vuoteen 2035 mennessä. Tämän jälkeen atomiaika ja UT1-aika eroavat toisistaan ja tarvittava korjaus täytyy sitten tehdä ohjelmallisesti aikoja käyttäviin järjestelmiin kuten esimerkiksi satelliittipaikannusjärjestelmiin. Ajan myötä karkaussekunneista summautuu minuutteja ja jopa tunteja, jos ei mitään tehdä. Sen sijaan, että lisättäisiin useita kymmeniä kertoja vuosisadassa yksi karkaussekunti, korjaus tehdään paljon harvemmin esimerkiksi kerran vuosisadassa tai jopa vielä harvemmin.

Vuoteen 2020 asti pyörimisen hidastuminen oli selkeä trendi, mutta sen jälkeen on tapahtunut jotakin poikkeuksellista. Heinäkuun 19.  vuonna 2020 maapallon pyörähtäminen oli 1,47 ms nopeampaa kuin virallinen vuorokauden pituus. Seuraavana vuonna 2021 heinäkuun 9. päivän oltiin samassa lukemassa, vuona 2022 kesäkuun 30. päivänä 1,59 ms nopeammin, vuonna 2023 heinäkuun 16. päivänä 1,31 ms nopeammin ja vuonna 2024 heinäkuun 5. päivänä ennätyksellinen 1,66 ms nopeammin.

Tällä kertaa syy pyörimisen nopeutumiseen on Kuun etäisyyden vaihtelu radallaan. Maapallon pyöriminen on nopeampaa silloin kun Kuun on ratansa etäisimmässä osassa ja samaan aikaan mahdollisimman kaukana ekvaattoritasosta. Tänään Kuun deklinaatio on –28° 59’ ja etäisyys 398 548 km maapallon keskipisteestä. Heinäkuun 22. päivänä Kuun deklinaatio on +27° 40’ ja etäisyys 367 304 km. Elokuun 5. päivänä deklinaatio on –29° 18’ ja etäisyys 397 961 km.

Ilman Kuun vaikutustakin maapallon pyöriminen ei olisi tasaista, vaan siinä tapahtuu muutoksia eri syistä johtuen. Nopeimmin vaikuttaa ilmakehässä massanvaihtelut ja siirtymiset, näiden vaikutus aika kestää vuorokaudesta ehkä muutamaan viikkoon ja vaikutuksen suuruus ± 1 – 2 ms. Etenkin voimakkaat tuulet ja suihkuvirtaukset ovat avain asemassa näissä tekijöissä.

Merivirtojen vaikutus saattaa kestää kuukausia ja silloin vaihteluväli on ± 0,5 – 1ms, suunnilleen sama kuin laajoilla vesisateilla. Napajäiden sulaminen siirtää massaa lähemmäksi ekvaattoria ja tästä syystä muutokset ovat pysyviä, joskaan ei kovin suuria. Lumipeitteen kertyminen etenkin pohjoisille leveysasteille nopeuttaa pyörimistä ja vastaavasti sulaminen ja veden virtaaminen meriin yleensä hidastuttaa pyörimistä

Mannerlaattojen liike on hidasta mutta jatkuvaa. Usein mannerlaatat lukkiutuvat toisiinsa ja lukitus vapautuu, josta seuraa suuria maanjäristyksiä. Tästä seuraa myös vaikutuksia maapallon pyörimiseen, joiden suuruus on mikrosekunteja, esimerkiksi vuoden 2004 Sumatran maanjäristys lyhensi vuorokautta n. 2,68 mikrosekunnilla. Pitkällä aikavälillä (miljoonissa vuosissa) mannerlaattojen liike saa aikaa pysyviä ja hyvinkin suuria vaikutuksia.

Maapallon ytimessä pyörii suuri rauta-nikkelipallo. Sen pyörimisnopeus ei ole aivan sama kuin ylempänä olevien kerrosten, eikä senkään pyörimisnopeus pysy muuttumattomana. Sen pyörimiseen vaikuttaa sulakerroksesta kiteytyvät aine tai toisessa paikassa vastaava sulaminen. Näiden tapahtumien vaikutukset heijastuvat aikaa myöten myös maanpinna pyörimiseen.

Ihminenkin vaikuttaa maapallon pyörimiseen omalla toiminnallaan. Rakentamalla suuria tekoaltaita ja tekojärviä padotaan vettä ja saadaan massa kertymistä sinne missä sitä ei ole aikaisemmin ollut ainakaan merkittäviä määriä. Esimerkiksi Kolmen rotkon pato Kiinassa aiheutti arvioiden mukaan n. 0,06 mikrosekunnin lyhentymisen vuorokauteen. Tämän mittaluokan rakennushankkeet vaikuttavat maapallon pyörimiseen johonkin suuntaan. Paikallisista olosuhteista ja rakennuspaikasta riippuen määräytyy se, nopeutuuko vai hidastuuko maapallon pyöriminen?

Sitten on vielä yksi ilmiö, joka vaatisi kokonaisen oman artikkelin. Kyseinen ilmiö on Chandlerin jakso tai -heilahdus. Ilmiön taustalla on se, että maapallon muoto ei ole täydellinen pallo, eikä muoto edes pysyttele vakiona. Epätäydellinen pallo pyöriessään vaappuu sen pyörimisakselin tehdessä pientä kehään pallon pinnalla. Maapallolla tämä kehä on halkaisijaltaan 3 – 9 metriä maantieteellisen pohjoisnavan (ja etelänavan) ympärillä.

Chandlerin heilahduksen jakso on noin 433 vuorokautta, eli noin 14 kuukautta. Tämä tarkoittaa, että akseli tekee yhden täyden heilahtelun noin 14 kuukaudessa. Heilahdusympyrä ei ole oikeasti ympyrä, vaan se muodostaa eräänlaisen spiraalin, jossa on havaittu 6,5 vuoden jakso. Heilahdus välittyy muihin maapallon pyörimisnopeuteen vaikuttaviin tekijöihin ja siten lopulta myös pyrähdysaikaan.

 

Viitaukset

[1] Edmund Halley (1656–1742) havaitsi vuonna 1695, että muinaisten auringonpimennysten ajankohdat eivät vastanneet Newtonin mekaniikan ennustamia aikoja. Hänellä oli käytössään muinaisten kiinalaisten, kreikkalaisten ja babylonialaisten kokoamia tietoja havaituista auringonpimennyksistä. Ne tuntuivat tapahtuvan aina väärässä paikassa ja väärään aikaan, joista eroista laskelmiin hän pääteli, että ainoa selittävä tekijä olisi maapallon pyörimisen hidastuminen.

Simon Newcomb (1835–1909) tuli tutkimuksissaan samaan päätelmään. William Ferrel ja George Darwin (Charles Darwinin poika) kehittivät teorian Kuun vuorovesivaikutuksesta 1800-luvun lopulla. He osoittivat, että vuorovesikitka siirtää energiaa ja aiheuttaa pyörimisnopeuden hidastumista sekä Kuun loittonemista.

Richard Stephenson (1941) 1900- ja 2000-luvuilla kokosi tarkan kokoelman muinaisista auringon- ja kuunpimennyksistä ja osoitti tilastollisesti, että pyöriminen hidastuu keskimäärin noin +1,7 – 2,3 ms/100 vuotta.

 

[2] Maapallon pyörimisaika itsensä ympäri on ollut noin 19 tuntia noin 1–2 miljardia vuotta sitten.

Useiden tutkimusten ja historiallisten tietojen mukaan Maapallon vuorokauden pituus oli noin 19 tuntia noin miljardin vuoden ajan, tarkemmin sanottuna 2 miljardista vuodesta 1 miljardiin vuoteen sitten. Tätä ajanjaksoa kutsutaan geologisessa historiassa usein "ikävystyttäväksi miljardiksi" (boring billion), koska elämän kehityksessä tapahtui suhteellisen vähän suuria muutoksia.

Tämän ajanjakson aikana Maapallon päivän piteneminen, joka johtuu pääasiassa Kuun vetovoiman aiheuttamasta hidastumisesta, pysähtyi tai hidastui merkittävästi. Syynä tähän on pidetty Auringon aiheuttamaa ilmakehän vuorovesivoimaa, joka tietyissä olosuhteissa kykeni tasapainottamaan Kuun hidastavaa vaikutusta.

 

[3] Taulukko vuorokauden pituuksista maapallon geologisen historian aikana.

Aika (miljardia vuotta sitten)  Vuorokauden pituus (tuntia)

4,5 Ga                                             6 h

3,5 Ga                                             10 h

2,5 Ga                                             14 h

1,5 Ga                                             19 h

1,0 Ga                                             21 h

0,6 Ga                                             22 h

0,0 Ga (nykyhetki)                        24 h

 

[4] Tämä tieto ei ole peräisin vain simuloinneista, vaan se on havaittu käytännössä. Miehitetyillä Apollo-lennoilla Kuuhun vietiin laser-heijastimia (joitakin vielä myöhemminkin), jotka ovat edelleen käytössä. Heijastimet palauttavat Maasta lähetetyn laserpulssin takaisin ja kulkuajasta voidaan laskea Kuun etäisyys mittaushetkellä hyvin tarkasti. Näiden mittausten perustella on määritetty Kuun etääntymiselle keskiarvonopeus 3,8 cm vuodessa.

 

 

 

Komeetta tähtienvälisestä avaruudesta

KAK/ ESA:n tiedote – Tähtitieteilijät ovat vahvistaneet harvinaisen vierailijan löytämisen: komeetta tulee Aurinkokunnan ulkopuolelta.

Löytö on saanut luettelotunnuksen 3I/ATLAS, ja se on hiljattain tunnistettu tähtienvälinen kohteeksi. Se on vasta kolmas laatuaan koskaan havaittu kuuluisien 1I/Oumuamua vuonna 2017 ja 2I/Borisov vuonna 2019 jälkeen. Suomessa ^[1] useampaan kameraan 23.10.202022 tallentunut meteorin aiheuttanutta pienkappaletta pidetään ilmeisesti sen verran vähäpätöisenä, että sille ei ole kansainvälistä I-tunnusta annettu.

Komeetta näkyy himmeänä pisteenä kuvan keskellä. Muut kohteet ovat taustataivan tähtiä, joiden suhteen komeetta liikkuu.  Kuva ESA/Las Cumbres Observatory.

Komeetta havaittiin ensimmäisen kerran 1. heinäkuuta 2025 Asteroid Terricular-impact Last Alert System (ATLAS) -teleskooppilla (Río Hurtado, Chile). Sen epätavallinen suunta herätti heti epäilyksiä kappaleen alkuperäksi tähtienvälistä avaruutta. Tämän vahvistivat myöhemmin tähtitieteilijät ympäri maailmaa, ja kohde sai tunnuksen 3I/ATLAS, mikä osoittaa sen aseman kolmantena tunnettuna tähtienvälisemä matkaajana.

3I/ATLAS on tällä hetkellä noin 670 miljoonan kilometrin etäisyydellä Auringosta ja lähestyy periheliä, jonka se saavuttaa lokakuun lopulla 2025. Periheli on Marsin kiertoradan sisäpuolella. Kappaleen kooksi arvioidaan olevan jopa 20 kilometriä halkaisijaltaan ja sen nopeus noin 60 km/s suhteessa Aurinkoon. Nopeus on sen verran suuri, että se tulee myös poistumaan Aurinkokunnastamme aikanaan. 3I/ATLAS ei aiheuta vaaraa maapallolle, sillä se ei tule lähemmäksi Maata kuin 240 miljoonaa kilometriä, yli 1,5 au:n etäisyydelle.

Heti lähestyvän kappaleen havaitsemisen jälkeen automaattiset havaitsemisjärjestelmät varoittivat ESA:n tähtitieteilijöitä, jotka osallistuvat vanhempien havaintojen kartoitukseen, jotta komeetan rata voitaisiin määrittää mahdollisimman tarkasti. Tämä toiminta ja tehtävä tunnetaan nimellä ‘precovery. ’

ESA-tähtitieteilijät käyttävät kaukoputkia Havaijilla, Chilessä ja Australiassa seuraamaan komeetan etenemistä. Jotkut näistä kaukoputkista ovat ESA: n omistuksessa, ja toisia voidaan käyttää pitkäaikaisten kumppanuussopimusten ansiosta. Nämä ponnistelut ovat osa ESA: n laajempaa tehtävää havaita, seurata ja luonnehtia maapallon lähellä tulevia kohteita (NEO), vaikka 3I/ATLAS ei olekaan yksi niistä.

Lähestyvä 3I/ATLAS on aktiivinen komeetta. Jos se lämpiää riittävästi lähestyessään Aurinkokuntamme sisäosia, se voi tuottaa itselleen pyrstön. Ensimmäiset merkit pyrstön muodostumisesta onkin jo havaittu ja tästä syystä sitä pidetään komeettana. Perihelin aikaan komeetta sijaitsee samalla suunnalla kuin Aurinko Maasta katsottuna. Näin ollen se ei ole näkyvissä, mutta sen odotetaan ilmaantuvan näkyviin joulukuun alussa. Tällöin se on jälleen havaittavissa ja mahdolliset perihelin aikaiset muutokset tulevat näkyviin.

Se, mikä tekee tähtienvälisistä kohteista niin poikkeuksellinen, on alkuperä. Vaikka jokaisella planeettakuntamme planeetalla, kuulla, asteroidilla ja komeetalla on yhteinen alkuperä, tähtienväliset vierailijat ovat todella ulkopuolisia. Ne ovat muiden planeettajärjestelmien jäännöksiä, joilla on erilainen synty- ja kehityshistoria, ja ne voivat kertoa meille paljon lisää maailmankaikkeuden toiminnasta.

Havainnekuva Comet Interceptor mission luotaimista lähestymässä komeettaa. Kuva ESA.

Tulipa komeetat tähtienvälisestä avaruudesta tai omaan Aurinkokuntaamme kuuluvasta Oortinpilvestä, ne tarjoavat mahdollisuuden tutkia niiden ainukertaisia piirteitä ja ominaisuuksia. ESA valmisteleekin operaatiota ”Comet Interceptor mission” ^[2], jossa vuoden 2029 aikana sijoitetaan luotain Maan Lagrangen pisteeseen (L2). Luotain ”pysäköidään” sinne odottamaan sopivaa komeettaa, jonka luotain voisi tavoittaa.

Jos tällainen komeetta havaitaan, niin pysäköity luotain lähettää kaksi mukanaan kuljettamaa pienempää luotainta kohtaamaan tulijan. Kahdella luotaimella voidaan havaita komeetta eri puolilta ja eri etäisyyksiltä, jolloin mahdollisesti saatava data on mahdollisimman monipuolista ja samalla se tarjoaa tarkastella kohdetta 3D-tilassa. Ei ole mitään varmuutta siitä, tuleeko tällaista komeettaa sinä aikana, jonka luotain voi toimia, mutta sillä on kuitenkin paljon paremmat mahdollisuudet onnistua tehtävässä kuin vasta sitten Maasta lähetettävällä luotaimilla.

 

Viitteet

[1] Voit lukea tästä tapahtumasta Avaruusmagasiinin artikkelista ”Tähtienvälinen meteoroidi hipaisi maapallon ilmakehää”  ja Tähdet ja avaruus -lehti no. 2/2023: Mikko Suominen ja Marko Pekkola: ”Suomen yllä viiletti tähtienvälinen meteoroidi.”

[2] Lue artikkeli ”Top five questions Comet Interceptor will help answer” .

Hyödyllistä tietää

Lue myös ESA:n englanninkielinen artikkeli ”How are comets named?”

 

Kaksi novaa yhtä aikaa taivaalla

KAK – Kesäkuussa 2025 tähtitieteen harrastajia ja ammattilaisia hemmoteltiin harvinaisella, mutta ei ainutlaatuisella näytöksellä: kaksi toisistaan riippumatonta novaa, V462 Lupi ja V572 Velorum, kirkastuivat samanaikaisesti niin voimakkaiksi, että ne olivat nähtävissä paljain silmin eteläisellä pallonpuoliskolla. Vaikka novat itsessään eivät ole äärimmäisen harvinaisia, paljain silmin nähtäviä on harvoin – ja kahden yhtäaikainen esiintyminen herätti ansaittua huomiota.

Nova (lat. "uusi") ei ole uusi tähti, vaan olemassa olevan tähden räjähdyksenomainen kirkastuminen. Kirkastuminen syntyy kaksoistähtijärjestelmissä, joissa toinen tähti on valkoinen kääpiö. Se vetää itseensä kaasua kumppanitähdeltään, joka on heliumleimahduksen kokenut ja samalla laajentunut punainen jättiläinen. Kun valkoisen kääpiön pinnalle kertynyt materia saavuttaa kriittisen massan, käynnistyy äkillinen termonukleaarinen fuusio, joka vapauttaa valtavasti energiaa ja saa koko järjestelmän kirkastumaan hetkellisesti jopa tuhansia tai kymmeniätuhansia kertoja.

Havainnekuva toistuvan novan kirkastumissyklistä. Ylärivissä: a) Edellisen purkauksen jälkeen valkoinen kääpiö alkaa kerätä kertymäkiekkoa kiertoradalle, b) josta se hiljalleen putoaa valkoisen kääpiön pinnalle. Kun massaa on kertynyt riittävästi c) pinnalla oleva kaasu (vetyä) on kuumentunut riittävästi (noin 10⁷ K) ja siinä tapahtuu nopea räjähdyksen omainen fuusioreaktio, joka näkyy kirkkaana muutaman viikon mittaisena kirkastumisena. Tämän jälkeen sykli alkaa alusta d). Piirros © Kari A. Kuure.

Nova eroaa supernovasta siinä, että räjähdys ei tuhoa valkoista kääpiötä – prosessi voi toistua. Osa novista onkin niin sanottuja toistuvia novia. Kirkkaimmillaan nova voi näkyä paljain silmin useiden päivien tai jopa viikkojen ajan ennen kuin sen kirkkaus hiljalleen hiipuu.

Sekä novat että supernovat ovat tähtien kehityskaaren dramaattisia loppuvaiheita, mutta niiden mittakaava ja seuraamukset eroavat merkittävästi. Supernova on joko massiivisen tähden ytimen lopullinen romahtaminen tai valkoisen kääpiön täydellinen tuhoutuminen. Nova on verrattain hillitty ilmiö – se ei tuhoa emokappaletta, mutta tarjoaa silti arvokkaan kurkistuksen tähtifysiikkaan.

Kesäkuussa 2025 havaittiin kaksi nova-ilmiötä, jotka molemmat kirkastuivat näkyviin paljain silmin:

• V462 Lupi (Nova Lupi 2025) löytyi 12. kesäkuuta kansainvälisen ASAS-SN-taivaskartoituksen avulla. Se kirkastui nopeasti ja saavutti kirkkaushuipun noin +5,5 magnitudin tienoilla 20. kesäkuuta. Nova sijaitsee Lupuksen eli Suden tähdistössä.
• V572 Velorum (Nova Velorum 2025) havaittiin 25. kesäkuuta, ja se nousi vieläkin kirkkaammaksi, saavuttaen +4,8 magnitudin arvion 27. kesäkuuta. Se sijaitsee Purjeen (Velorum) tähdistössä.

Molemmat tähdistöt ovat kaukana eteläisellä taivaalla ja siten eivät näy lainkaan Suomesta. Ilmiö oli siis täysin eteläisen pallonpuoliskon havaitsijoiden juhlaa.

Paljain silmin nähtävät novat ovat harvinaisia – niitä esiintynee muutaman vuoden välein. Se, että kaksi erillistä novaa näkyy taivaalla samanaikaisesti, on epätavallista mutta ei ainutkertaista. Vastaava tilanne on kirjattu esimerkiksi vuonna 2018, jolloin FM Circini ja V906 Carinae kirkastuivat lähelle samaan aikaan. Tästä huolimatta kyse on poikkeuksellisen kiinnostavasta tilanteesta, joka tuo ilmiön laajempaan yleisön tietoisuuteen.

Novapurkaus on tutkijoille mielenkiintoinen, sillä se tarjoaa mahdollisuuden tehdä havaintoja sellaisista ilmiöistä, joita muuten on lähes mahdotonta tutkia. Näitä ovat mm.:

• massan siirtymistä ja kaasun käyttäytymistä kaksoistähtijärjestelmissä
• termonukleaaristen reaktioiden käynnistymistä matalammissa massoissa
• shokkiaaltoja ja säteilyn kehitystä, jotka näkyvät mm. gammasäteilyssä ja radioalueella.

Lisäksi ne antavat tutkijoille tilaisuuden testata mallinnuksia ja seurata nopeita kehityskulkuja ajassa – toisin kuin monet tähtitieteelliset prosessit, jotka tapahtuvat vuosimiljoonien aikajänteillä.

Vaikka kaksi kirkasta novaa samaan aikaan ei ole täysin ainutlaatuinen tapahtuma, se on joka tapauksessa poikkeuksellinen tilaisuus tutkia kosmista dynamiikkaa. V462 Lupi ja V572 Velorum toivat taivaalle kesäkuussa kirkkaan muistutuksen siitä, että maailmankaikkeus on täynnä yllätyksiä – ja että tähtitiede ei katso vuodenaikoja eikä pallonpuoliskoja.

T CrB

Me täällä pohjoisessa odottelemme edelleen T CrB tähden novapurkausta, joka näyttää edelleen viipyvän, vaikka sitä on jo odotettu parin vuoden ajan. Tästä aiheesta olen kirjoittanut Avaruusmagasiinissa aikaisemmin mm. artikkeleissa Uusiutuvan novan T CrB purkaus lähestyy ja Kerran elämässä: T Coronae Borealis kirkastuu lähiaikoina.

Novan kirkastumisennusteita on korjailtu sen mukaan kuin purkausta ei ole tullut ja se on edelleen odotettavissa parin vuoden sisällä. Varhaisin ennuste vuodelta 1946 ehdottaa novapurkauksen tapahtuvan 2026–2027. Tuoreemmat ennusteet antavat lyhyempiä aikaikkunoita, jotka ulottuvat helmikuuhun 2027 asti. Saa nähdä kuinka käy.

 

 

Saturnuksen massainen eksoplaneetta kiertää TWA7-tähteä

KAK – James Webb avaruusteleskoopilla on havaittu tähden TWA 7 (CE Antilae) kiertoradalta noin Saturnuksen massainen eksoplaneetta. Webbin MIRI-koronagrafissa peitettiin tähden kirkas valo, joka muutoin peittäisi alleen kirkkaimmatkin eksoplaneetat. Pettämällä tähti, voidaan valottaa kuvaa riittävän kauan, että jotta tähteä paljon himmeämmät planeetat kiertoradoilla tulevat näkyviin kuvissa. Tutkijat kutsuvat tätä menetelmää korkean kontrastin kuvantamiseksi. Tiettävästi tämä on ensimmäinen kerta, kun Webbiä on käytetty tällä tavoin menestyksekkäästi.

TWA 7-tähti on peitetty ja näkyy kuvassa mustana kiekkona. Eksoplaneetta TWA 7b on merkitty kuvaan (CC#1) ja bgd Star on taustalle oleva tähti. Kohteen bgd galaxy:n (taustalla oleva galaksi) pohjoispuolella (ylhäällä) oleva kirkastuma on kuvaan syntynyt artefakti, eikä ole todellinen kohde. Kuva Lagrange & All.

Planeetta, TWA 7b, kiertää tähteään noin 52 au:n etäisyydellä jäännöskiekossa omassa aukossaan. Planeettojen on arveltu syntyvän tähtien muodostumisen aikana niiden ympärille syntyneestä protoplanetaarisesta kiekosta (protoplanetary disks). Alkuvaiheessaan kiekko koostuu kaasuista ja pölystä. Planeettojen muodostuminen kuitenkin poistaa kiekosta kaasua ja pölykin muodostuu pienemmiksi tai isommiksi kappaleiksi (planetesimals). Myöhemmin isompien kappaleiden keskinäiset törmäykset tuottavat kiekkoon jonkin verran pölyä.

Kiekkoon syntyy aukkoja ja renkaita, jotka ovat liittyvät planeettojen syntyyn ja olemassaoloon. Planeetat voivat olla liian pienimassaisia näkyäkseen nykytekniikalla mutta teknisen kehityksen myötä havaintolaitteemme tulevat herkemmiksi ja niiden erotuskyky paranee, joten ne ennen pitkään havaitaan. Näin kävi tässäkin tapauksessa, tähden TWA 7 ympäriltä oli havaittu jo aikaisemmin jäännöskiekko mm. Hubblen Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) -laitteella.

Tällaista myöhemmän vaiheen kiekkoa kutsutaan jäännöskiekoksi (debris disks). Syntyneet planeetat muokkaavat jäännöskiekkoa gravitaatiollaan, jolloin siihen syntyy aukkoja. TWA 7:n ympäröivässä kiekosta on havaittu kolme aukkoa, jotka viittaavat useampaan eksoplaneettaan, josta nyt havaittu TWA 7b on ilmeisesti massiivisin, noin 0,3M_J. Tähden ja planeetan iäksi on arvioitu 6,4 miljoonaa vuotta ja tähden massa on noin 0,46M_☉. Tähden spektriluokka on M, eli pieni punainen kääpiötähti.

Jäännöskiekon kirkkain kohta on noin 28 au etäisyydellä tähdestä ja kiekko ulottuu noin 100 au:n etäisyyteen. Kiekkoa on havaittu aikaisemin VLT:n Spectro-Polarimetic High Contrast Imager for Exoplanets Research (SPHERE) -laitteistolla. Toistaiseksi kiekosta ei ole havaittu muita planeettoja kuin TWA 7b.

Havainto tuore, sillä kuva siitä otettiin 21.6.2024. Tutkimusryhmä, johtajanaan A.–M. Lagrange (LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS, Meudon, France) julkaisi raportin Nature:ssa 25.6.2025 ja se on vapaasti luettavissa.

Lagrange, AM., Wilkinson, C., Mâlin, M. et al. Evidence for a sub-Jovian planet in the young TWA 7 disk . Nature (2025). https://doi.org/10.1038/s41586-025-09150-4

 

Vera C. Rubin observatorio julkaisi ensimmäiset kuvat

KAK – Vera C. Rubin observatorio on julkaisut ensimmäisiä kuvia, jotka on otettu sen uudella ja ainutlaatuisella LSST -kameralla. Kameran kuvakenno on 3,2 gigapikselin kokoinen ja sen kuvakenttä on noin 9,6 neliöastetta tähtitaivasta, johon mahtuisi noin 45 täysikuuta samanaikaisesti. Kuvia tuotetaan yhdessä yössä noin 20 teratavun verran. Teknistä yksityiskohdista Avaruusmagasiinissa on kerrottu tässä artikkelissa. Tässä artikkelissa keskityn muutamaan ensimmäiseen kuvaan.

 

Virgon klusteri. Kuva RubinObs/NOIRLab/SLAC/NSF/DOE/AURA.

Virgon klusteri

Kuva Neitsyen (Virgo) galaksijoukon eteläiseen alueeseen, joka on noin 55 miljoonan valovuoden päässä Maasta ja Linnunrataa lähimpänä oleva suuri galaksikokoelma.

Kuvassa on hämmästyttävän paljon erilaisia kohteita - kirkkaista tähdistä, joiden väri vaihtelee sinisestä punaiseen, läheisiin sinisiin spiraaligalakseihin ja kaukaisiin punaisiin galaksiryhmiin - mikä osoittaa Rubinin datan mahdollistaman tieteellisen tutkimuksen laajan kirjon.

Lukuun ottamatta muutamaa etualalla olevaa tähteä omassa Linnunradassamme, lukemattomat valotäplät muodostavat noin 10 miljoonan galaksin rikkaan kudelman. Sen lisäksi, että tämä 15 neliöasteen syvä kuva esittelee (tämän alueen) monimuotoisuutta, se antaa myös näytteen siitä, miten Rubin aikoo tehdä havaintoja päätutkimuksen aikana. Yhdistämällä useita valotuksia samasta paikasta taivaalla - jotka on otettu eri aikoina ja eri värisuodattimilla - saadaan näkyviin erittäin himmeät yksityiskohdat, joita ei saataisi yhdellä valotuksella. Tähän kuvaan yhdistetyt 1185 valotusta otettiin vain seitsemän yön aikana.

Kuvassa hajallaan olevat kirkkaat tähdet kuuluvat kotigalaksiimme. Seuraamalla niiden sijaintia, kirkkautta ja joidenkin kohdalla jopa niiden liikettä ajan mittaan Rubin auttaa kartoittamaan Linnunrataa poikkeuksellisen yksityiskohtaisesti - se paljastaa sen rakenteen, historian ja sen kehittymisen ajan mittaan. Rubinin tiedot auttavat tutkijoita tutkimaan kosmisen naapurustomme dynaamista menneisyyttä ennennäkemättömien tähtijoukkojen, kääpiögalaksien ja muiden galaksien havaintojen avulla.

Tämä kuva tarjoaa myös lähtökohdan alati muuttuvan taivaan tarkkailuun. Rubin palaa tälle samalle alueelle useita kertoja tulevan vuosikymmenen aikana ja tallentaa lyhyitä mutta tärkeitä tapahtumia, kuten supernovaräjähdyksiä ja tähtien purkauksia, kun mustat aukot kaappaavat niitä. Rubinin ohjelmisto vertaa automaattisesti uusia kuvia aiemmista kuvista muodostettuihin malleihin, jolloin se tunnistaa jopa 10 miljoonaa muutosta joka yö ja antaa tietoa lyhytikäisistä kosmisista ilmiöistä ja liikkeessä olevista kohteista.

Tästä kuvasta on olemassa zoomattava versio, josta voit katsella yksityiskohtaisia kaukaisista kohteista. Sen lisäksi NOIRLab tarjoaa kuvan, jossa on tunnetut kohteet merkitty niiden luettelotunnuksilla. 

 

 

Laguunisumu. Kuva RubinObs/NOIRLab/SLAC/NSF/DOE/AURA.

 Trifidi- ja Laguunisumut

Tämä kuva tarjoaa tarkan näkymän Trifid- ja Lagoon-sumua ympäröivään alueeseen, joka näkyy tässä NSF-DOE Vera C. Rubin -observatorion ottamassa First Look -kuvassa.

Trifid-sumu (Messier 20) on kirkas, värikäs kaasu- ja pölypilvi noin 5 000 valovuoden päässä Jousimiehen tähdistössä. Erityisen silmiinpistävän siitä tekee se, että se on yhdistelmä samaan paikkaan pakattuja piirteitä: hehkuva vaaleanpunainen emissiosumu, viileä sininen heijastussumu ja tummat pölykaistat, jotka jakavat sen kolmeen osaan - siitä nimi "Trifid". Sen sumuissa muodostuu uusia tähtiä, jotka puhaltavat voimakkaita tuulia ja säteilyä ja pilkkovat ympärillään olevaa kaasua. Se antaa meille dramaattisen kuvan siitä, miten massiiviset tähdet muokkaavat ympäristöään jo kehityskaarensa alkuvaiheessa.

Tässä kuvassa Trifid-sumun alapuolella on Lagoon-sumu (Messier 8), toinen hyvin aktiivinen tähtiten skehittymisalue, joka hehkuu noin 4 000 valovuoden etäisyydellä. Sen ytimessä on nuorten, massiivisten tähtien rykelmä - niiden voimakas säteily valaisee ympäröivää kaasua ja muokkaa pyörteiset pilvet monimutkaisiksi kuvioiksi. Lagoon-sumu tarjoaa tutkijoille loistavan paikan tutkia tähtien muodostumisen varhaisimpia vaiheita - miten jättiläispilvet romahtavat, miten tähtijoukot saavat muodon ja miten tähdet alkavat muokata ympäristöään heti alkuvaiheessa.

 

Uusia asteroideja. Kuva RubinObs/NOIRLab/SLAC/NSF/DOE/AURA.

Uusia asteroideja

NSF-DOE Vera C. Rubin -observatoriom kuvista löytyi noin 10 tuntia kestäneiden havaintojen aikana aurinkokunnastamme 2 104 ennennäkemätöntä asteroidia, mukaan lukien seitsemän Maata lähestyvää (NEO) asteroidia. Vuosittain kaikki muut maa- ja avaruusobservatoriot löytävät yhteensä noin 20 000 asteroidia. Pelkästään Rubinin observatorio tulee löytämään miljoonia uusia asteroideja Legacy Survey of Space and Time -ohjelman kahden ensimmäisen vuoden aikana. Observatorio tulee myös olemaan tehokkain observatorio havaitsemaan Aurinkokunnan läpi kulkevia tähtienvälisiä kohteita. Kuva: NSF-DOE Vera C. Rubinin observatorio.

Tämä kuva on kuvakaappaus Youtubessa julkaistusta videosta, jossa jokainen rengastettu kohde on täysin uusi asteroidi.