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.

ESA:n BepiColombo ohitti ensimmäisen kerran Merkuriuksen

Euroopan avaruusjärjestön BepiColombo luotain ohitti ensimmäisen kerran Merkuriuksen 1.10.2021 kello 23.34 UTC. Ohilento sujui suunnitellusti planeetan yöpuolelta, joten lähietäisyydeltä ei valokuvia voitu ottaa. Ensimmäiset kuvat luotain otti noin 5 minuuttia ohituksesta ja viimeisimmät noin 4 tunnin kuluttua.

BepiCombon ensimmäiset kuvat Merkuriuksesta otettiin valvontakameroilla, jolloin kuvissa näkyy myös luotaimen rakenteita. Kuva ESA.

Mitä kuvissa sitten näkyy? Kuvat otettiin matalaresoluutioisilla (1024 × 1024 px) ohjauskameroilla, joten Merkuriuksen lisäksi kuvissa näkyy luotaimen rakenteita. Kamerat ovat mustavalkoisia, mutta Merkurius itsessään on hyvin tumman harmaa, joten mustavalkoisuus ei kovinkaan paljoa haittaa tässä vaiheessa lentoa.

Kuva ESA.

 

BepiColombon on määrä asettua Merkuriusta kiertävälle radalle joulukuun 25. päivä vuonna 2025. Sillä on kuitenkin vielä liikaa nopeutta, joten ennen kiertoradalle asettumista sitä on saatava vähennettyä. Nopeuden hidastaminen ja radan muuttaminen tapahtuu sarjalla Merkuriuksen lähiohituksia. Jokaisella lähiohituksella luotaimen kineettinen energia vähenee ja kaikkien kuuden ohituksen suorittamisen jälkeen luotain on valmis siirtymään kiertoradalle. Nyt tapahtuneen ohilennon jälkeen Merkurius ohitetaan 23.6.2022, 20.6.2023, 5.9.2024, 2.12.2024 ja 9.1.2025.

BepiColombo laukaistiin matkalle Merkuriukseen 20.10.2018. Ensimmäisen kerran sen rataa muokattiin maapallon lähiohituksella 10.4.2020. Tämän jälkeen oli vuorossa kaksi Venuksen ohitusta: 15.10.2020 ja 10.8.2021. Tämän jälkeen päästiinkin jo Merkuriuksen lähelle ja sen ohitus siis tehtiin 1.10.2021. Kiertoradalla BepiColombon tehtävä jatkuu aina 1.5.2027 asti. Jos laitteistot pysyvät toimintakuntoisena, tehtävää voidaan jatkaa 1.5.2028 asti. Sen jälkeiseen aikaa ei vielä ole suunnitelmia tehty, mutta toimivaa laitteistoa avaruustutkimuksessa ei yleensä ole hylätty, vaan se pidetään toiminnassa aina siihen asti, kunnes laitteistoista valtaosa on sammunut.

Lähiohitusten avulla voidaan muokata planeettojen välisten lentojen ratoja ilman suurien polttoainemäärien käyttöä. Jos matkataan ulkoplaneetoille, lähiohituksilla siirretään planeettojen kineettistä energiaa luotaimille, jolloin niiden nopeus kasvaa jopa suhteellisen suureksi verrattuna lähtönopeuteen. Vastaavasti sisäplaneetoille mentäessä energiaa pitää luovuttaa luotaimelta, jotta haluttu rata saavutettaisiin ja asettuminen kiertoradalle olisi mahdollista. Jos nopeuden muutokset tehtäisiin polttoainetta kuluttamalla, sitä tarvittaisiin yleensä niin paljon, että varsinaisten tutkimuslaiteiden osuus luotaimen kokonaismassasta olisi hyvin vähäinen. Näin tieteelliset tavoitteet ja koko luotainlennon mielekkyys olisi kyseenalaista.

Merkurius muistuttaa ulkoisesti hyvin paljon Kuuta. Merkuriuksen pinta on peittynyt kraattereihin ja Auringon paahtaman puolen lämpötila saattaa kohoaa jopa 400 °C lämpötilaan. Vastaavasti yöpuolella pintalämpötila putoaa jopa –200 °C lämpötilaan. Näin suuret lämpötilaerot johtuvat ilmakehän lähes täydellisestä puuttumisesta. Merkuriuksen ilmakehä onkin määritelty eksosfääri-ilmakehäksi, sillä se koostuu lähinnä yksittäisistä happi- , natrium- ja vetyatomeista. Vastaavat olosuhteet maapallon ilmakehässä saavutetaan noin 600 km korkeudessa.

Mielenkiintoinen yksityiskohta on Merkuriuksen magneettikenttä. Se ei ole kovinkaan voimakas, Mariner 10 luotaimen tekemien mittausten mukaan kenttävoimakkuus planeetan päiväntasaajalla on noin 300 nT (maapallon kenttävoimakuus on noin 50 000 nT).

Merkuriuksen magneettikentän synty on arvoitus, johon tutkijat toivovat saavansa varman vastauksen BepiColombon tekemien havaintojen avulla. Magneettikentän olemassaoloon on kaksi vaihtoehtoa: se on joko remanenssikenttä tai se syntyy sähköjohtavan ytimen pyörimisessä.

Magneettikenttä voi olla remanenssikenttä (jäännöskenttä) aikaisemmin vallinneista magneettisista olosuhteista. Tällöin paikallisesti magneettikentän voimakkuus voi vaihdella, riippuen kunkin kohdan kallioperän rautapitoisuudesta.

Magneettikenttä on dipolikenttä, ja sen magneettiset navat ovat pyörimisakselin napojen suunnassa, joten voi olla, että magneettikenttä syntyykin sulan ytimen pyörimisestä. Merkurius on kuitenkin niin pieni, että se olisi jäähtynyt jo aikoja sitten liian kylmäksi sulaytimen ylläpitämiseksi. Sulaydin voi kuitenkin saada lisäenergiaa vuorovesivoimien synnyttämän sisäisen kitkasta. 

Merkurius kiertää Auringon ympäri noin 88 vrk:ssa ja pyörähtää itsensä ympäri noin 56 vuorokaudessa. Näistä muodostuu (synodisen) vuorokauden pituudeksi 116 vrk. Pyöriminen ja Auringon aiheuttama vuorovesivoima voi olla juuri ja juuri riittävä sulaytimen ylläpitoon ja heikon magneettikentän synnyttämiseen.

Merkuriuksen pyöriminen ja kiertoaika muodostavat mielenkiintoisen ilmiön, jos olet planeetan ekvaattorilla sellaisella pituuspiirillä, jossa Aurinko on zeniitissä ja planeetta itse on ratansa perihelissä. Tällöin keskipäivällä Aurinko näyttää ohittavan zeniitin, mutta pysähtyy ja palaa jonkin matkaa takaisin zeniitin yli. Jonkin ajan kuluttua suunta vaihtuu ja tällä kertaa Aurinko näyttää siirtyvän zeniitin yli ja laskee aikanaan horisonttiin.

Jos tutkimusmatkaaja kumppanisi on asettunut myös ekvaattorille, mutta hänen sijaintinsa pituuspiiri poikkeaa omastasi 90°. Jos hän on havaintopaikastasi itään, niin hän voi kokea mielenkiintoisen auringonlaskun. Aurinko kyllä laskee aluksi aivan normaalisti horisonttiin, mutta hetken kulutta se nouseekin jonkin matkaa horisontin yläpuolelle, mutta laskee sen jälkeen horisonttiin, eikä enää palaa. Jos taas toinen tutkimusmatkaajakumppanisi on sijoittunut asemastasi 90 ° länteen, hän kokee vastaavan kaksinkertaisen auringonnousun. Tätä ilmiötä voit tutkia sellaisella tähtikarttaohjelmalla, jossa voit valita havaintopaikaksi Merkuriuksen pinnan.

Merkuriuksen ylikulku näkyi Tampereella

Merkuriuksen ylikulku uv-valossa. Auringon aktiivisuusalueet
näkyvät kuvassa vaaleampia, auringonpilkku tummana ja
Merkurius pienen tumman pistejonona ylikulun aikana.
Kuva © Kari A. Kuure.

Toukokuun 9. päivänä näkynyt Merkuriuksen ylikulku näkyi myös Tampereella. Ylikulun alku kuitenkin jäi pilvien taakse peittoon, mutta puolisen tuntia alun jälkeen pilvipeite alkoi repeillä ja havaintoja voitiin tehdä satunnaisia pieni pilviä lukuun ottamatta lähes häiriöittä. 

Ohessa pari kuvaa ylikulusta. Kuvat ovat otettu Tampereen Ursan kalustolla: violetti kuva on otettu CaK-suodattimen (l=393,4 / < 2,4 nm) läpi ja punainen aurinkokaukoputkella, joka läpäisee vain H-alfa-viivan aallonpituuden (656,281 / < 0,8 nm). CaK-suodatinta käytettiin tavallisen linssikaukoputken lisälaitteena. Molempien kaukoputkien optiikka on samanlainen eli 102 / 714 mm, joten kuvat ovat keskenään vertailukelpoisia. 

Merkuriuksen ylikulku punaisessa valossa. Käytetyllä
aallonpituudella nähdään Auringon kromosfääri, jota ei
muutoin pystytä havaitsemaan kerroksen alapuolella olevan
fotosfäärin säteilemän kirkkaan valon vuoksi. Merkurius
näkyy jälleen tummana pistejonona Auringon pintaa vasten.
Kuva © Kari A. Kuure.

Merkuriuksen ylikulku tapahtuu toukokuun alkupuolella

Merkuriuksen reitti Auringon pinnan editse 9.5.2016. Piirrosta
ei aivan sellaisenaan voi käyttää Merkuriuksen etsintään, sillä
Auringon kaltevuus muuttuu koko ylikulun ajan. Tarlkemmat
etsintäohjeet on annettu tekstissä. Piirros © Kari A. Kuure.

Yksi harvinaisista taivaan ilmiöistä koetaan toukokuun 9. päivänä. Silloin Merkurius-planeetta kulkee Auringon editse. Edellisen kerran Suomessa Merkuriuksen ylikulku nähtiin toukokuun 7. päivä 2003. 

Ratadynamiikkaa

Merkuriuksen ylikulku edellyttää, että Merkurius on ekliptikan tasossa (= ratansa solmupisteessä^[1]). Näin tapahtuu kaksi kertaa vuodessa: touko–kesäkuussa ja marras–joulukuussa. 

Koska Merkuriuksen synodinen^[2] kiertoaika Auringon ympäri on 115,9 vrk, niin kolmeen kierrokseen kuluu aikaa 347,7 vrk. Se on 17,55 vrk liian lyhyt, jotta maapallo ehtisi radallaan asemaan, jossa Merkuriuksen ylikulku näkyisi. Tästä syystä ylikulku ei toteudu joka vuosi.

Ylikulkujen esiintyminen noudattaa useita erimittaisia jaksoja. Pisin näistä jaksoista on 46 vuotta, jonka jakson jälkeen ylikulut toteutuvat aina samassa järjestyksessä.  Syksyn ylikulut noudattava 7, 13 ja 33 vuoden jaksoja ja ylikulun jälkeen kuluu 9,5 vuotta ennen kuin seuraava kevään ylikulku toteutuu. Kevään ylikulut noudattavat 13 ja 33 vuoden jaksoja ja ylikulun jälkeen kuluu 3,5 vuotta ennen kuin seuraava syksyn ylikulku toteutuu.

Jos olet ymmärtänyt kaiken tähän asti esitetyn, niin jatkoa seuraa. Vuosien 2019, 2032 ja 2039 ylikulut tapahtuvat kaikki marraskuussa mutta niiden välissä ei tapahdu ainoatakaan kevään ylikulkua. Näiden lisäksi Merkurius joissakin tapauksissa hipoo niin läheltä Auringon kiekon reunaa, että ainakaan kaikkialla näkyvyysalueella ei todellisuudessa ylikulkua nähdä. Näin tapahtuu jos Merkuriuksen horisontaalinen parallaksi siirtää planeetan näennäistä paikkaa Auringon reunalinjan ulkopuolelle. 

Alla olevassa taulukossa on listattu Suomessa näkyneitä ylikulkuja. Ajat ovat Tampereen horisontin mukaan laskettuja huomautuksissa on selostettu muita näkyvyystietoja.

Havaitseminen

Merkuriuksen ylikulun havaitseminen ei ole aivan yhtä helppoa kuin Venuksen ylikulun. Tähän on yksi syy: Merkurius näkyy meillä huomattavasti paljon pienempänä kuin Venus. Merkuriuksen kulmahalkaisija on ylikulun aikaan vain 12,1 kaarisekuntia, kun vuonna 2012 tapahtuneen Venuksen ylikulun aikaan Venuksen näennäinen koko oli 57,8 kaarisekuntia. Näin ollen Merkuriuksen ylikulkua on mahdollista havaita vain käyttäen kiikaria tai kaukoputkea.

Ylikulkujen havaitseminen vaatii samaa varovaisuutta kuin aina Aurinkoa havaitessa. Kaikki optiset laitteet on varustettava kunnollisella ja asianmukaisella aurinkosuotimella. Jo hyvissä ajoin ennen ylikulkua, olemassa olevat suodattimet tulisi tarkastaa ja tehdä tarvittavat korjaukset.

Ylikulku 33 paikkakunnilla

Site = paikkakunta

Longitude = paikkakunnan maantieteellinen pituus asteina [°] ja kaariminuutteina [’]

Latitude = paikkakunnan maantieteellinen leveys asteina [°] ja kaariminuutteina [’]

Elvn = Korkeus merenpinnasta (arvio)

Exterio Ingress = 1. kontaktin ajankohta UT aikaa tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Interor Ingress = 2. kontaktin ajankohta UT aikaan tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Maximum = Ylikulun keskikohta UT aikaan tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Interior Egress = 3. kontaktin ajankohta UT aikaan tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Exterior Egress = 4. kontaktin ajankohta UT aikaan tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Min. Sepn = Merkuriuksen pienin etäisyys Auringon kiekon keskeltä kaarisekunteina [”]

PA = Suuntakulma Auringon kiekon pohjoispisteestä asteina [°]

Alt = Auringon korkeus horisontista asteina [°]

Huomaa, että yllä olevassa taulukossa ajat on esitetty UTC-aikoina, joten niihin pitää lisätä 3 tuntia saadaksesi paikallisen kesäajan! Ylikulku alkaa siis kello 14 jälkeen kaikkialla Suomessa.

Visuaalihavaitsijan välineitä ovat kiikarit ja kaukoputket. Kiikareissa täytyy luonnollisesti olla aurinkosuodatin molemmissa objektiiveissa. Kaukoputkeen riittää yksi. Suodattimen paikka on nimenomaan objektiivin edessä, ei missään tapauksessa okulaarissa tai jossakin muualla. Jos suodattimen kiinnityssysteemi (olipa se mikä tahansa) ei ole lukkiutuvaa mallia, niin silloin se paikoillaan pysyminen on varmistettava maalarin teipillä. Kiikari on syytä tukea vaikkapa kamerajalustaan.

Visuaalihavaitsijan tulee pitää myös Auringon katselemisessa taukoja, yhtämittainen katseluajan pituus on maksimissaan noin 3 minuuttia, jonka jälkeen on pidettävä ainakin samanmittainen tauko.

Tapio Lahtisen ottama kuva Merkuriuksen ylikulusta 7.5.2003.
Merkurius on suunnilleen Auringon keskilinjalla ja noin 1/3
säteen etäisyydesllä Auringon kiekon alareunasta.
Merkuriuksen yläpuolella, lähes kiekon keskellä on
Merkuriusta suurempi auringonpilkku.

Valokuvaaminen tehdään täysin samalla tavalla kuin auringonpilkkuja kuvatessa. Aurinkoa ei saa ylivalottaa ja kuvan tarkennuksen täytyy olla kohdallaan. Jos kuvataan kameran omaa optiikkaa käyttäen, teleobjektiivin tehollinen polttoväli pitäisi olla noin 1–1,5 metriä. Perusperiaate on, että Auringon kuva täyttäisi vähintään koko kuva-alan riippumatta kameran kennokoosta.

Taitavampi ja kokeneempi auringonkuvaaja voi kokeilla Barlow-putkea tai okulaarisuurennusta, jolloin Merkurius tulee kuvassa suuremmaksi. Tällöin kuitenkin tarkennuksen kanssa täytyy olla erittäin huolellinen, sillä kuvasta tulee helposti liian pehmeä. Pehmeyttä lisää vielä se, että ylikulku tapahtuu iltapäivällä ja illalla, jolloin ilmakehän häiriöt ovat suuria ja illalla Aurinko on lähellä horisonttia.

Kaukoputkissa on yleensä seuranta ja ongelmia ei pitäisi syntyä. Sen sijaan, jos käytetään kameran omaa optiikkaa, seurantaa kamerajalustassa ei yleensä ole, joudutaan valitsemaan monen asian perusteella mitä kuvausmenetelmää käytetään.  Jos optiikan polttoväli on mainitussa 1–1,5 m välissä, seurannan puutteen voi korvata asettamalla kameran herkkyys suureksi ja käyttämällä lyhyttä valotusaikaa. Pidemmillä polttoväleillä temppu ei tuota tyydyttävää lopputulosta.

Jos kaukoputkeen ei ole käytettävissä syystä tai toisesta sopivaa suodatinta, silloin voi yrittää projisoida Auringon kuva valkealle paperille tai pahville. Valitse käyttöön mahdollisimman edullinen okulaari, sillä kuumuus voi rikkoa sen ja taloudellinen vahinko on näin pienin mahdollinen. Kaukoputkella seurataan Aurinkoa tavalliseen tapaan ja valkoinen paperi/pahvi pidetään sopivan etäisyyden päässä okulaarista. Sopivalla etäisyydellä kuvan pitäisi olla myös tarkka jos kaukoputki on tarkennettu oikein.

 Paperilla näkyy kuva Auringosta ja toivon mukaan myös ylikulussa olevasta Merkuriuksesta. Planeetan lisäksi kuvassa näkyvät auringonpilkut, jotka voivat olla paljon suurempia kuin Merkurius.  Kuvan näkymistä voi hieman parantaa järjestämällä sopiva varjo paperin/pahvin kohdalle. Menetelmä soveltuu jotenkuten niin visuaalihavaitsijalle kuin valokuvaajille.

Ekvatoriaalisesti pystytetyssä
kaukoputkessa, jossa on kulmapeili,
Merkurius työntyy Auringon eteen
oikealta, joka on itä-suunta.
Piirros © Kari A. Kuure.

Missä Merkurius on?

Merkuriuksen siirtyessä Auringon eteen, se tapahtuu suunnasta PA 83°. Auringon kaltevuuskulma on -20,6°, joten suuntakulmaksi muodostuu 103,6°. Auringon suuntakulmat määräytyvät vastapäivään yläreunasta alkaen. Näin ollen Merkurius ilmestyy näkyville Auringon vasemmalta sivulta (itä) hieman keskivälin alapuolelta.

Merkuriuksen ollessa syvimmillään Auringon edessä, sen suunta on PA 154°. Jälleen täytyy ottaa huomioon Auringon pohjoissuunnan kallistuminen, joka on nyt 13,9°, joten suuntakulmaksi saadaan 140,1°. Merkurius sijaitsee mainitussa suunnassa noin 5/6 säteen suunnassa reunasta, melko lähellä Auringon keskilinjaa.

Ekvatoriaalisesti pystytetyssä
kaukoputkessa, jossa on kulmapeili,
Merkurius on ylikulun keskivaiheilla
1/6 säteestä Auringon kiekon keskeltä
keskilinjan itäpuolella (oikealla).
Piirros © Kari A. Kuure.

Merkuriuksen poistuessa Auringon edestä, se tapahtuu suunnassa PA 224° ja Auringon kaltevuus on 30°. Näin ollen suuntakulmaksi tulee 194°, siis melko läheltä Auringon alareunaa keskilinjan oikealla (länsi) puolella.

 Kaukoputkella havaitessa kuvan kääntyminen ja jalustaratkaisu täytyy ottaa huomioon, joten tarkkaan suuntakulmia tässä yhteydessä ei pysty kussakin erillistapauksessa kertomaan. Toisaalta, jos kaukoputken seuranta on kunnollisesti suunnattu ja tietokone hoitaa kohdistamisen Merkuriukseen, mitään ongelmaa ei pitäisi planeettaan kohdistumisessa olla vaikka käytettäisiin suurtakin suurennusta.

Edellä luetellut suuntakulmat on tarkoitettu lähinnä kiikarihavaitsijalle ja laskettu Tampereen horisontin mukaan. Tampereella ylikulun päätyttyä Aurinko laskee muutaman minuutin kuluessa. Tampereelta itään ja kaakkoon auringonlasku tapahtuu ennen ylikulun päättymistä. Muualla Suomessa ylikulku näkyy loppuun asti.

Ekvatoriaalisesti pystytetyssä
kaukoputkessa, jossa on kulmapeili,
Merkurius poistuu Auringon edestä
suunnilleen kello 8 sunnasta
(länsi). Piirros © Kari A. Kuure.

Huomautukset

[1] Merkuriuksen laskevasolmu on keväällä ja nousevasolmu on syksyllä.

[2] Synodisella kiertoajalla tarkoitetaan yleensä planeettojen (ja Kuun) sellaisia kiertoaikoja, jolloin ne ovat maapallolta katsottuna Auringon suhteen samassa asemassa. Esimerkiksi sisäplaneettojen ylä- tai alakonjunktiot toteutuvat synodisen kiertoajan välein. Merkuriuksen ja Venuksen ylikulut ovat mahdollisia vain alakonjunktion aikaan.

Kuun synodista kiertoaikaa nimitetään synodiseksi kuukaudeksi ja on pituudeltaan 29,5306 vrk (aika uusikuusta uusikuuhun).

[3] Merkuriuksen ylikulkuja oli 1900-luvulla 11 (+3 mahdollista) ja on 2000-luvulla 14, 2100-luvulla 10 (+2 mahdollista), 2200-luvulla 12 (+2 mahdollista) ja 2300-luvulla 11 (+2 mahdollista). Madollinen ylikulku tarkoittaa sitä, että planeetan radassa tapahtuvien vähäisten muutosten (muiden planeettojen gravitaation vaikutuksesta) vuoksi ylikulun toteutuminen ei ole varmaa. Jos ylikulku toteutuu, niin se on vähäinen ”hipaisu”. Lisäksi havaintopaikan maantieteellisestä sijainnista johtuva parallaksi voi aiheuttaa ylikulun toteutumisen tai pois jäännin. 

Havaintovinkki: Venuksen, Jupiterin ja Marsin konjunktiot

Venus, Jupiter ja Mars ovat konjuntiossa lähipäivinä. Kuva
Kari A. Kuure.

Parin seuraavan viikon aikana näemme aamuisella itätaivaalla mielenkiintoisen planeettajoukon konjunktiot. Tarkkaan ottaen planeettojen konjunktio tarkoittaa sitä, että kahden kohteen rektaskensio (RA) on sama. Tässä mielessä konjunktio toteutuu Venuksen ja Jupiterin sekä Venuksen ja Marsin kesken. Jupiter ja Mars eivät konjunktoi mutta nekin ovat suhteellisen lyhyen kulmaetäisyyden päässä toisistaan.

Lähipäivinä esiintyvät seuraavat konjunktiot:

25.10. kello 20.03 Venus ja Jupiter

26.10. kello 10.58 Kuu ja Uranus

3.11. kello 1.10 Venus ja Mars

6.11. kello 14.04 Kuu ja Jupiter

7.11. kello 8.24 Kuu ja Mars

7.11. kello 12.48 Kuu ja Venus

11.11. kello 9.49 Kuu ja Merkurius

Vaikka suurin osa konjunktioista tapahtuu sellaiseen aikaan vuorokaudesta, että kohteet eivät ole näkyvissä, erityisesti aamutaivaalla lähekkäin olevat planeetat ja Kuu on näyttäviä. Niitä voi ihastella paljain silmin, kiikareilla tai niistä voi ottaa valokuvia.

Valokuvattaessa kamera pitäisi kiinnittää jalustaan ja käyttää lanka- tai etälaukaisijaa, jolloin vältytään kameran tärähtämiseltä. Jos tällaista lisälaitetta ei ole, laukaisun voi tehdä vitkalaukaisimella esimerkiksi 10 sekunnin viiveellä. Sopivan valotusajan, aukon ja polttovälin löytämiseksi joutuu ottamaan useita kuvia. Kohteet liikkuvat tähtitaivaan pyörimisnopeudella, joten lyhyttä teleobjektiivia käyttäessä ei tarvita varsinaista seurantaa. Jos et ole aikaisemmin koskaan kuvannut tähtitaivasta, niin nyt se on helppo aloittaa ja samalla saa hienoja kuvia omaan arkistoonsa tai vaikkapa Tampereen Ursan Radiantissa tai Ursan Taivaanvahdissa julkaistavaksi.

Tänä vuonna juhlitaan Einsteinin yleistä suhteellisuusteoriaa

Albert Einsteinin kuvaaja oli Doris Ulman.
Kuva Wikimedia Commons.

Tänä vuona tulee kuluneeksi tasan sata vuotta Einstein yleisen suhteellisuusteorian julkaisemisesta. Yleinen suhteellisuusteoria on sen verran merkittävä tieteellinen saavutus, jonka julkaisua ja kehittäjää Albert Einsteinia (1879–1955) on syystäkin juhlia. 

Ironista kyllä, vaikka yleinen suhteellisuusteoria onkin yksi viime vuosisadan merkittävimmistä ja kausikantoisimmista tieteellisistä julkaisuista, Einsteinia ei milloinkaan palkittu tästä työstä Nobelilla^[1]. Nobelin hän sai vuonna 1921 ”ihmevuonna”^[2] 1905 julkaistusta pienestä tutkimuksesta, joka käsitti valosähköisen ilmiön selitystä.

Yleinen suhteellisuusteoria on gravitaatioteoria, jossa Einstein selittää gravitaationa tunnetun ilmiön alkuperäksi aika-avaruuden kaareutumisen. Teoria korvaa tai paremminkin täydentää aikaisemman, vuonna 1687 julkaistun Isaac Newtonin gravitaatioteorian. Newtonin gravitaatioteoria on toimiva arkielämässä, jossa massat ja nopeudet ovat ”ihmismittakaavaisia” mutta teoriaa ei voi käyttää silloin, kun kysymys on tähdistä, mustista aukoista ja valon nopeutta lähestyvistä nopeuksista. Silloin Einsteinin teoria on paljon tarkempi.

Parhaimmin tunnettu esimerkki Einsteinin teorian tarkkuudesta on Merkuriuksen radan perihelin kiertymisen selitys, johon Newtonin teoria ei pysty. Newtonin teoria ei myöskään selitä valon kulkureitin kaareutumista massiivisten kappaleiden läheisyydessä, vaikka Newton tutkikin valon ominaisuuksia hiukkasteorian keinoin.

Yleistä suhteellisuusteorian aika-avaruuden kaareutumista yleensä havainnollistetaan joustavalla kankaalla, joka edustaa kaikkia kolme tilaulottuvuutta. Sijoittamalla kankaan keskelle erimassaisia painoja edustamaan massiivisia tähtiä tai mustia aukkoja, saadaan kangas venymään ja kaareutumaan. Mallilla myös hyvin usein pyritään havainnollistamaan planeettojen liikeradat tähtien ympäri tai jopa valon reitin taipumisen massakeskittymän läheisyydessä.

Massat saavat aika-avaruuden kaareutumaan.
Kuva Wikimedia Commons.

Vaikka analogia on hyvin puutteellinen ja rajoittunut ilmentämään aika-avaruutta, meille useamman kuin kolmen ulottuvuuden hahmottaminen ei luonnistu. Näin ollen analogiamalli on yksi parhaimmista millä tieteellisiä ilmiöitä on voitu havainnollistaa maallikoille.

Suhteellisuusteorian ilmestymisen aikaan Einstein ajatteli maailmankaikkeuden olevan staattinen. Hänen kaavansa kuitenkin osoittivat, että maailmankaikkeuden täytyi joko laajeta tai luhistua, staattinen tila ei ollut mahdollista. Niinpä hän lisäsi kaavoihinsa kosmologisen vakion, jonka arvon sopivalla valinnalla staattinen tila mahdollistui.

Seuraavalla vuosikymmenellä (marraskuussa 1924) Edwin Hubble (1889–1953) kuitenkin pystyi osoittamaan maailmankaikkeuden laajenemisen, joten Einstein joutui muuttamaan käsitystään. Hän kertoi lisäämänsä kosmologisen vakion olleen elämänsä suurin virhe. Niinpä hän poisti kaavoistaan tämä tekijän, mutta se jouduttiin ottamaan takaisin vuonna 1998 julkaistusta tutkimuksesta johtuen, jonka mukaan maailmankaikkeus laajeni kiihtyvästi. Ilman kosmologista vakiota (ja sen edustamaa poistovoimaa) kiihtymistä ei voi tapahtua, vaan laajeneminen hidastuisi ehkäpä ikuisesti gravitaation vaikutuksesta.

Yleisen suhteellisuusteorian tultua ainakin osittain todistetuksi oikeaksi vuonna 1919 tapahtuneen auringonpimennyksen avulla, Einsteinin elämä muuttui varsin ”pyörteiseksi”. Hän muutti usein vaihtaen työpaikkojaan yliopistosta toiseen, matkusti maailmalla mm. useita kertoja Yhdysvaltoihin ja lopulta päätyi muuttamaan pysyvästi New Jerseyiin ja työskenteli Princetonin yliopistossa Euroopan poliittisen ilmapiirin kehityttyä juutalaisvastaiseksi Adolf Hitlerin noustua valtaan Saksassa 1930-luvulla.

Albert Einsteinin suppeamman suhteellisuusteoriaan sisältyvät sellaiset käsitteet kuten valonnopeuden vakioisuus tyhjiössä^[4], suhteellisuusperiaate^[5], aikadilaatio^[6] ja pituuskontraktio^[7].

Yleinen suhteellisuusteoria on suppeamman suhteellisuusteorian laajennus, jonka lisäyksiä oli mm. gravitaatio ja kosmologinen vakio. Einsteinin mukaan gravitaatio oli näennäisvoima (kts. edellä mainittu aika-avaruuden kaareutuminen), joka johtuu käytetystä koordinaatiosta. Yleisen suhteellisuusteorian mukaan myös aika on paikallinen ilmiö ja se kuluu tai etenee erinopeuksilla riippuen havaitsijan liiketilasta ja tai sijaintipaikan gravitaatiokentän voimakkuudesta (jälleen aika-avaruuden kaareutumisesta).

Einsteinin myöhemmät työt liittyivät EPR-paradoksiin (jonka Niels Bohr onnistui kumoamaan), mustiin aukkoihin liittyvään Schwarzschildin ”madon reikiin” (virallisemmin Einsteinin- Rosenin siltaan) ja yrittipä hän kehittää kaiken teorian, jossa yhdistyisivät gravitaatio- ja kvanttiteoriat.

Albert Einsteiniä on luonnehdittu neroksi ja kieltämättä hän jonkin asteinen nero olikin omalla alallaan. Kaikesta päätelleen hän tunsi suurta intohimoa työtään kohtaan, joten onnistuminen monissa tutkimuksissaan oli suora seuraus tästä intohimosta. Vaikka Einstein koki elämässään ja työssään myös monia epäonnistumisia, niin niitä ei sinällään tarvitse muistella, epäonnistumisia kun tulee kaikille ja vain onnistumiset lasketaan.

Huomautukset

[1] Suhteellisuusteoria ei ollut ”keksintö” Nobel-säätiön palkintoehtojen (Alfred Nobelin testamentin) mukaisesti.

 [2] Einsteinin ”ihmevuosi” 1905 on merkittävä, sillä silloin hän julkaisi kolme merkittävää julkaisua jo mainitun valosähköisen ilmiön selityksen lisäksi. Vähintään yhtä merkittävä tutkimus oli Brownin liikkeen^[3] selitys, jolla Einstein onnistui osoittamaan myös atomien olemassa olon. Vuonna 1910 hän oli ehdokkaana Nobelin saajaksi juuri Brownin liikkeen selitysmallin keksimisestä.

Kaksi muuta merkittävää ”ihmevuoden” julkaisua oli Suppea tai erityinen (nimitys vaihtelee) suhteellisuusteoria (Annalen der Physik numero 17) sekä massan ja energian verrannollisuus(Annalen der Physik numero 18), jonka suuri yleisö tuntee kaavasta E=mc². Tutkimus on kuitenkin usein liitetty suppeaan suhteellisuusteoriaan, vaikka se oli selkeästi aivan itsenäinen vaikkakin suppeaa suhteellisuusteoriaa täydentävä teoreettinen tutkimus.

[3] Brownin liike on mikroskoopissa näkyvä hiukkasten satunnainen siksak-liike. Ilmiön pani ensimmäisenä merkille kasvitieteilijä Robert Brown vuonna 1827. Hän ei kuitenkaan löytänyt selitystä ilmiölle. Einsteinin mallin mukaan kyseisen liikkeen saa aikaan vesimolekyylien lämpöliike. Pienet hiukkaset heilahtavat paikaltaan molekyylin törmäyksen voimasta. Suurempiin hiukkasiin vastaavia törmäyksiä tapahtuu runsaammin, mutta kappaleiden joka puolelle, josta johtuen törmäysreaktiot kumoavat toisensa ja kappaleet näyttävät pysyvän paikoillaan.

[4] Valonnopeus tyhjiössä on vakio riippumatta valonlähteen ja tai havaitsijan liikenopeudesta. Väliaineessa (esimerkiksi ilma) valonnopeus ei ole vakio vaan vaihtelee väliaineen sähköisten ominaisuuksien mukaan.

[5] Suhteellisuusperiaatteen mukaan fysiikan lait ovat samat kaikissa tasaisessa liikkeessä liikkuvissa koordinaatistoissa.

[6] Aikadilaatiossa liikkuvan havaitsijan aika kulkee hitaammin kuin paikoillaan olevan havaitsijan. 

[7] Pituuskontraktiossa, josta myös käytetään nimitystä Lorentz-kontraktio, on liikesuunnassa tapahtuva kappaleiden pituuden lyheneminen, joka on suhteessa liikkuvan kappaleen nopeuden suhteesta valonnopeuteen. Valonnopeudella kappaleen pituus olisi nolla.

Tähtiharrastajan tähtitaivas: Elokuu

Elokuun 5. päivän aamuna Kuu toimii hyvänä oppaana
Merkuriuksen etsimisessä Koillisesta horisontista.

Lähestyvä syksy ja uusi havaintokausi antavat merkkejä pitenevien ja ensimmäisten pimeiden öiden muodossa. Elokuun loppupuoli onkin parasta havaintoaikaa, sillä yöt ovat vielä lämpimiä, joten ne tulisi hyödyntää mahdollisimman tarkasti. Hohtavia yöpilviä esiintyy vielä ainakin viikon verran, joista joskus kaikkein komeimmat ovat usein näkyneet elokuun alkupäivinä.

Elokuun ensimmäisellä viikolla auringonlasku tapahtuu noin kello 22 tienoilla, riippuen havaintopaikasta^[1].  Kirkkaimmat tähdet alkavat näkyä noin 45 minuutin kuluttua. Ensimmäisen näkyvät kolme tähteä: Deneb (Joutsen), Vega (Lyyra) ja Altair (Kotka). Nämä kolme tähteä, vaikkakin ovat eri tähdistöissä, muodostavat Kesäkolmioksi kutsutun kuvion. Se on yllättävän suuri ja näkyvissä suoraan etelätaivaalla. Sen hahmottamista helpottaa se, että näkymisen ensimmäisen varttitunnin aikana ei juuri muita tähtiä ole näkyvissä.

Elokuun ensimmäisellä puoliskolla Jupiter, Mars ja
Merkurius ovat näkyvissä aamutaivaalla.

Yön pimetessä himmeämmät tähdet tulevat näkyviksi. Aika on kuitenkin otollinen opetella tähdistöjä ja tähtikuvioita, sillä vain tähtikartoissa esiintyvät tähdet ovat näkyvillä. Himmeämmät tähdet näin ollen eivät pääse häiritsemään opiskelua.

Pohjoinen horisontti on vielä kovin kirkas, joten siltä osin tähtitaivaan voi jättää huomiotta. Itätaivaalla himmeätähtien Kalat on juuri nousussa. Sen yläpuolella on tunnettu neliö: Pegasus ja sen vasemmalla puolella Andromeda. Andromedan galaksi ei vielä ainakaan paljain silmin ole näkyvissä, silä se vaatii näkyäkseen pimeän taivaan.

Siirrytään katselemaan vielä ylmemmäksi itäisellä taivaalla. Andromedan yläpuolella on tunnettu W-kirjaimen muotoinen Kassiopeia. Sen yläpuolella talonpäädyn muotoinen Kefeus. Kassiopeian oikealla puolella on himmeätähtinen Sisilisko.

Kaakkoisessa horisontissa ovat Vesimies ja Kauris nousemassa. Ne ovat näkyvissä vain loppukesästä ja alkusyksystä. Hieman ylempänä ovat sitten himmeätähtiset Pieni hevonen ja Delfiini. Näiden yläpuolella on jo mainittu Joutsen, joka nimensä mukaisesti muistuttaa (hyvällä mielikuvituksella) lentävää joutsenta. Joutsenen silmänä on Albireo, kahdesta erivärisestä komponentista muodostunut kaksoistähti, jotka erottuvat toisistaan pienelläkin kaukoputkella.

Lounaisella taivaalla ovat Käärmeenkantaja, Käärme ja Herkules. Herkuleen nelion oikeassa yläkulmassa sijaitsee sumumainen kohde, joka pienelläkin kaukoputkella paljastuu pallomaiseksi tähtijoukoksi (M13). Näiden oikealla puolella ovat u-kirjaimen muotoinen Pohjan kruunu ja jäätelötötteröä muistuttava Karhunvartija.

Läntisessä horisontissa ovat laskemassa Vaaka, Neitsyt ja Leijona. Koillisella taivaalla on kuitenkin näkyvissä kaikkien tuntema Ison karhun asterismi Otava. Keskitaivaalla ovat Otavan yläpuolella Lohikäärme, Pieni karhu ja Kirahvi.

Aurinkokunta

Elokuun puolivälissä Juiter ja Mars ovat aamutaivaan
kohteita koillisella taivaalla.

Aurinko. Kuukauden alussa yöllä on pituutta noin 7 tuntia ja kuukauden lopulla noin 10,5 tuntia.

Kuu on ratansa pergeessä (radan Maata lähinnä oleva piste) 19.8. kello 4 ja apogee (radan Maasta etäisin oleva piste) 3.8. kello 12 ja 31.8. kello 3.

Kuun vaiheet: uusikuu on 7.8. kello 00.51, kasvavapuolikuu 14.8. kello 13.56, täysikuu 21.8. kello 4.45 ja vähenevä puolikuu 28.8. kello 12.35.

Merkurius on edelleen aamutaivaalla näkyvissä nousten parhaimmillaan lähes 2 tuntia aikaisemmin kuin Aurinko. Kuukauden loppupuolella nousu tapahtuu samaan aikaan. Planeetan kirkkaus lisääntyy mutta siitä tulevan havaintojen helpottumisen syö planeetan lähestyminen Aurinkoa. Kuukauden alussa elongaatio noin 20° mutta alakonjunktion aikaan 24. päivänä ero ei ole kokonaista astettakaan. Tällöin on myös mahdollisuus nähdä Merkurius horisontin yläpuolelle heti auringonlaskun jälkeen, sillä sen kirkkaus on mukavat –1,8^m. Ainakin kaukoputken goto-toiminnolla Merkurius pitäisi löytyä mutta kiirettä pitää, sillä planeetta laskee horisonttiin vain kuuden minuutin kuluttua auringonlaskusta.

Venus näkyy hetken iltataivaalla, sillä se laskee noin 17 minuuttia myöhemmin kuin Aurinko. Vaikka planeetan kirkkaus onkin kasvussa, arvolla 3,9^m se ei kuitenkaan riitä planeetan päiväaikaiseen näkemiseen kuin korkeintaan pari tuntia ennen auringonlaskua. Goto-ohjatulla kaukoputkella se pitäisi kuitenkin löytyä helposti. Muista kuitenkin olla varovainen ja tarkista ennen havaintoja kaukoputken suuntaus, ettei se osoita suoraan Aurinkoon.

Mars on aamutaivaalla ja se nousee koko kuukauden samaan aikaan eli kello 1.56. Aivan muutamana päivänä kuukauden lopulla nousuaika siirtyy muutamalla minuutilla eteenpäin. Tämä johtuu siitä samasta ilmiöstä, että syystaivas auringonlaskun jälkeen näyttää koko syksyn olevan samassa asennossa. Aurinko ja Mars kulkevat (kuten tavallisesti) tähtien suhteen itään, jolloin yksinään tämä liike johtaisi tähtitaivaan kiertymiseen kohti länttä ja aikaistaisi nousuaikaa. Kuitenkin molemmat kohteet siirtyvät samaan aikaan etelään, joka puolestaan myöhentää nousuaikaa. Sattumalta nämä kaksi tapahtumaa ovat suunnilleen samansuuruisia ja nousuaika pysyy suunnilleen samana.

Elokuun viimeisen päivän aamuna Kuu, Jupiter ja Mars ovat
itäisen horisontin yläpuolella.

Jupiter on näkyvissä aamutaivaalla. Sen nousuaika on puolen yön jälkeen ja se siirtyy hiljalleen aikaisemmaksi. Jupiter on kirkas (–1,8^m), näennäinen koko kasvamassa ja saavuttaa kuukauden lopulla noin 35” koon.

Saturnus näkyy iltataivaalla ja se laskee noin 1 h 20 minuuttia Auringon jälkeen. Planeetan kirkkaus on noin 0,8^m ja se on hitaasti himmenemässä. Näennäinen koko pienenee alkukuukauden noin 17”:sta noin 16”:iin.

Uranus on horisontin yläpuolella lähes koko yön, mutta ainakin kuukauden alkupäivinä taivas on liian vaalea sen näkymiseen. Sen sijaan loppukuusta on jo ensimmäiset pimeät tunnit, jolloin Uranuksen varmasti eteläkaakosta voi löytää. Uranuksen kirkkaus on noin 5,7^m ja se on aavistusenomaisesti kirkastumassa.

Neptunus on horisontin yläpuolella myös aamun tunteina. Sen kirkkaus on 7,8^m, joten se vaatii pimeän taivaan edes näkyäkseen kaukoputkella. Elokuun 25. päivän jälkeen pimeät tunnit lisääntyvät nopeasti, joten silloin planeettaa voi etsiä Vesimiehen alueelta.

Meteoriparvista perseidit ovat aktiivisia heinäkuun puolivälistä elokuun loppupuolelle. Parven maksimi on ennusteen mukaan 12. päivän iltana, joten kolmen yön havaintoputki olisi mahdollinen sään salliessa.

Huomautus

[1] Kohteen ollessa taivaanekvaattorin pohjoispuolella horisontin alapuolella lasku tapahtuu Tamperetta pohjoisempana ja lännempänä hieman myöhemmin ja etelämpänä ja idempänä hieman aikaisemmin kuin annetut aikamäärät ovat. Ursan julkaisemassa Tähdet -vuosikirjassa on kartta, jonka avulla voi arvioida tässäkin artikkelissa esitettyjen tapahtumien havaintopaikasta riippuvaa ajallista hetkeä interpoloimalla.

Pääperiaate on, että siirryttäessä kohti länttä, esitetty tapahtuma (esimerkiksi auringonnousu tai -lasku) esiintyy myöhemmin ja siirryttäessä kohti itää, tapahtuma esiintyy aikaisemmin. Siirtymä on suunnilleen 4 minuuttia maantieteellisen pituuspiirin yhtä astetta kohti, joten interpolointi on hyvin suoraviivaista.

Pohjois-eteläsuuntainen siirtymä on hieman vaikeammin laskettavissa. Tällöin annettua aikaa voidaan korjata esimerkiksi Helsingin, Oulun ja Utsjoen koordinaateille ilmoitetuista ajoista lähtien oman havaintopaikan maantieteellisen sijainnin perusteella interpoloimalla. Tämän jälkeen saatua aikaa täytyy vielä korjata itä-länsisuunnan aikaerolla. Jo mainitussa Tähdet -vuosikirjassa on listattu nousu-, kulminaatio- ja laskuaikoja Auringolle ja paljain silmin näkyville planeetoille.

Pohjois-eteläsuuntainen interpolointi on syytä tehdä käyttäen kaikkia kolmea lähtöaikaa. Interpolointimenetelmä on suhteellisen yksinkertainen ja se on esitetty joissakin tähtitieteen matematiikkaan käsittelevissä kirjoissa. Yleisemmin interpolointimenetelmiä löytyy ainakin matematiikan käsikirjoista.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella voi nähdä: Planeetat?

Planeettojen tunnistaminen tähtitaivaalta ei pitäisi tuottaa mitään vaikeutta hiemankin asiaa tuntevalle. Tietokoneen tähtikarttaohjelmat kertovat yksityiskohtaisesti missä mikäkin planeetta sijaitsee, ja sen lisäksi paljon muuta oleellista tietoa illan tai yön kohteista. 

Merkurius on näkyvissä ajoittain muutaman viikon kerrallaan, joko aamu- tai iltahämärässä lähellä horisonttia. Joskus sen löytäminen vaalealta taivaalta voi olla vaikeaa, jolloin kiikarin käyttäminen etsintään on lähes välttämätöntä.  Sen jälkeen kun planeetta on paikallistettu, kaukoputken suuntaaminen kohteeseen ei pitäisi tuottaa suuriakaan vaikeuksia.  

Merkurius on valitettavan pieni kohde ja niin lähellä Aurinkoa, että sen havaitseminen voi tuottaa suuria vaikeuksia. Tavallisesti siitä nähdään vain pieni kirkas täplä, joka sekin on erittäin pehmeä ilmakehän turbulenttisuudesta johtuen. Yleensä havainnot jäävätkin lähinnä vaiheen (samanlaiset vaiheet kuin Kuulla) ja näkyvyyshavaintoihin, sillä pinnanmuotoja tai muita yksityiskohtia ei voi nähdä.  

Venuksen vaiheet ovat samanlaiset kuin Kuulla. Lisäksi
planeetan näennäinen koko vaihtelee voimakkaasti,
joten Venusta on aina suuri ilo havainnoida. 
Kuva Kari A. Kuure.

Venus on jo selkeästi paljon helpommin havaittavissa ja planeetta näkyykin yleensä noin puoli vuotta kerrallaan joko illalla tai aamulla. Parhaimmillaan Venuksen nousu- tai lasku tapahtuu jopa kolme tuntia ennen tai jälkeen auringonnousun tai -laskun.  

Venus on yleensä aina erittäin kirkas kohde, joten sen sijainnista ei voi erehtyä. Planeetan kirkkaus johtuu sen valoa hyvin heijastavasta pilvipeitteestä, joka kattaa koko planeetan ilmakehän. Tästä syystä myös pinnanmuotoja ei voi nähdä, ja havaitsija joutuukin tyytymään vain vaiheiden ja näkymisen rekisteröintiin. Havaintoihin on syytä käyttää harmaasuodatinta liiallisen kirkkauden eliminoimiseksi. Joskus violettia valoa läpäisevällä suodattimella on mahdollista havaita pilvien virtauskuviot. 

Venuksen kirkkaudesta johtuen planeettaa voidaan havaita silloin tällöin myös päivällä, ja jopa paljain silmin. Tietokoneohjatut (goto) kaukoputket helpottavat huomattavasti päiväaikaisia havaintoja, mutta silloin on aina varmistuttava, siitä, että kaukoputki ei ole suuntautunut kohti Aurinkoa. 

Mars on planeettakuntamme toiseksi pienin planeetta ja tästä syystä vaikeahko havaintokohde. Sen oppositio on noin 26 kuukauden välein, joten se on näkyvissä ja helpohkosti havaittavissa joka toinen vuosi. Tällöin kuitenkin pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa joudutaan käyttämään suurta suurennusta, ja etenkin pilvien ja pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa joudutaan käyttämänä erilaisia värillisiä suodattimia. Suodatinvalmistajat yleensä kertovat nettisivuillaan suodattimiensa ominaisuuksista, ja niiden käyttötarkoituksesta kullekin kohteelle. 

Ilman suodattimiakin Marsista erottaa helposti eteläisen tai pohjoisen napakalotin, riippuen vallitsevasta vuodenajasta Marsissa. Napakalottien laajuus ja näkyminen vaihtelee Marsin vuodenaikojen mukaisesti. Marsin pinnalta voi erottaa myös tummia ja vaaleita alueita. Tummin alue on Syrtis Major, joka hain selkäevää muistuttavasta muodosta on helppo tunnistaa. Vaalein alue on Hellas-tasanko, joka on suurikokoinen iskemäkraatteri.  

Muitakin pinnan yksityiskohtia on mahdollista havaita riippuen kulloisestakin havaintokelistä. Silloin tällöin, ehkä kerran vuosikymmenessä, Marsin pinta peittyy koko planeetan kattavaan pölymyrskyyn. Silloin kaikki yksityiskohdat katoavat. Hieman useammin havaitaan pölymyrskyjä, jotka esiintyvät yleensä laajahkolla alueella planeetan eteläisellä pallonpuoliskolla. Yksityiskohdat katoavat näiltä alueilta. 

Jupiter 20.4.2013.
Kuva Kari A. Kuure

Jupiter on aurinkokuntamme suurin planeetta ja tästä syystä yhdessä Saturnuksen kanssa yksi helpoimmista havaintokohteista. Jupiterin neljä suurinta kuuta erottuvat jo kiikarilla ja Suuri punainen pilkku jo pienelläkin kaukoputkella.  Jupiterin tummahkot ekvaattorivyöt näkyvät jo pienellä kaukoputkella. Suuremmalla kaukoputkella itse planeetan pilvipeitteestä voi havaita useampia vöitä ja Suuren punaisen pilkun lisäksi myös pienempiä tummia ja vaaleita pilkkuja. Etenkin ekvaattorivöistä saattaa ulottua trapetseiksi sanottuja kielekkeitä tai jopa siltoja vöiden välillä. 

Suuri punainen pilkku ei ole aina näkyvissä. Kaikeksi onneksi planeetta pyörii itsensä ympäri alle kymmenessä tunnissa, joten vielä saman yön aikana pilkun näkemiseen on mahdollisuuksia, jos vain kärsivällisyyttä odotteluun riittää. Muita Jupiterin kohteita ovat neljä suurinta kuuta, jotka tulevat havaittaviksi jo pienelläkin kiikarilla. Kuiden keskinäiset asemat vaihtelevat nopeasti ja havaintosession aikana joku kuista saattaa kadota Jupiterin taakse tai tulla esille sieltä. 

Saturnuksen merkittävä havaintokohde ovat sen renkaat. Pienelläkin kaukoputkella tai jopa kiikarilla voi havaita kolme hieman eri levyistä ja kirkkaudeltaan toisistaan poikkeavaa rengasta. Renkaiden avautumiskulma vaihtelee kolmenkymmenen vuoden jaksoissa siten, että viidentoista vuoden välein näemme ne täysin sivusta. Tällöin renkaat näyttävät katoavan pariksi vuorokaudeksi ja näkyvät hyvin kapeana viivana kuukausien ajan. Syyskuussa 2009 renkaat nähtiin täysin sivusta, vaikkakin havaintojen tekeminen lähes Auringon suunnassa olleesta planeetasta olivat käytännössä mahdottomia. Laajimmillaan renkaat avautuvat lähes 30° kulmassa, jolloin ne ovat erittäin näyttävä kohde.  

Renkaissa on tummia jakoja, joissa oleva harva aine heijastaa vain vähän valoa. Jos jaon kohdalla sattuu olemaan tähti, se näkyy helposti läpi. Tunnetuin on leveä Cassinin jako, jonka erottaminen on eräänlainen kelin happotesti. Jos keli on hyvä, Cassinin jako pitäisi erottua hyvin jo keskikokoisella kaukoputkella. Toinen helpohkosti näkyvä jako on Enken jako. Se on uloimman A- renkaan ulkoreunan läheisyydessä ja vaatii näkyäkseen paitsi hyvää havaintokeliä myös suurehkoa kaukoputkea. Renkaissa on muitakin jakoja mutta niiden havaitsemiseen tarvitaan jo ammattiluokan kaukoputkia. 

Silloin tällöin suurella suurennuksella ja hyvällä havaintokelillä renkaissa voi nähdä kärrynpyörän puolia muistuttavia tummia alueita. Niiden arvellaan syntyvän staattisen sähkön varautumien aiheuttamasta pölyhiukkasten kohoamisesta rengastason yläpuolelle. Itse pölypilvet eivät näy, mutta tummat alueet ovat pölypilvien varjoja rengastasossa.  

Saturnuksen kuista puolenkymmentä suurinta on havaittavissa, mutta niiden tunnistamiseen tarvitaan tähtikarttaohjelman apua.  

Saturnuksen pilvipeitteessä on havaittavissa samanlaisia, joskaan ei aivan niin silmiin pistäviä vöitä kuin Jupiterissa. Sopivalla suodatuksella niitä kuitenkin voi havaita. 

Planeetoista kaukaisimmat, Uranus ja Neptunus, ovat hyvin kaukana aurinkokuntamme ulkolaidalla. Vaikka itse planeetat ovat kookkaita, niin suuresta etäisyydestä johtuen ne näkyvät parhaimmillaankin ollessaan vain muutaman kaarisekunnin kokoisina täplinä. Uranus on sen verran kirkas, että sen pitäisi näkyä paljain silmin ainakin pimeässä paikassa. Varmimmin planeetan havaitsee kaukoputkella, ja Neptunus ei muutoin ole havaittavissakaan. Molemmat planeetat ovat hieman sinertäviä tai vihertäviä, mutta mitään yksityiskohtia pilvipeitteestä on vaikea havaita suurellakaan suurennuksella.

Kirkkaimpien planeettojen (lähinnä Jupiter ja Saturnus) havaitsemisessa on hyödyllistä käyttää ainakin harmaasuodatinta, muunvärisiä voi käyttää havaittavien yksityiskohtien mukaan. Planeetasta tuleva valo on sen verran kirkasta, että silmän verkkokalvo saattaa saturoitua, vaikka koko silmän kattavaa häikäistymistä ei esiintyisikään. Saturoitumisen seurauksena planeetan pinnan yksityiskohdat ”peseytyvät” näkyvistä ja planeetta näkyy piirteettömänä ja täysin valkoisena kohteena. Suodattimen sijaan voi myös käyttää ylisuurta suurennusta, mutta silloin kuva yleensä on sen verran pehmeä, että yksityiskohtien havaitseminen ei ole kovin helppoa.

Muut aurinkokunnan kohteet

Kääpiöplaneetat Ceres ja Pluto ovat oppositiossa ollessaan havaittavissa harrastajien käyttämillä kaukoputkilla, mutta mitään yksityiskohtia niistä ei pystytä havaitsemaan, eli ne ovat ja pysyvät tähtimäisinä pisteinä riippumatta käytetystä suurennuksesta tai kaukoputken koosta. Muut kääpiöplaneetat ovat niin himmeitä kohteita, että niitä harrastajien käyttämillä kaukoputkilla ei ole mahdollista havaita. 

Asteroideja aurinkokunnassamme on hyvin runsaasti ja niitä on jatkuvasti havaittavissa yötaivaalla. Kirkkaimmat niistä näkyvät tähtimäisinä pisteinä eikä yksityiskohtia pystytä erottamaan. Vuosittain joitakin kymmeniä tähtiä peittyy asteroidien taakse, ja sen antaa mahdollisuuden määrittää asteroidien muotoja kansainvälisenä yhteistyönä peittymis- ja esiintuloaikoja määrittämällä. 

Kirkkaimpia komeettoja voi havaita
kiikarilla hyvin helposti. Havainto-
kirjaan saa muutamalla vedolla
suhteellisen tarkan piirroskuvan
komeetan yksityiskohdista.
Piirros Kari A. Kuure.

Komeettoja tähtitaivaalla vaeltaa jatkuvasti. Kirkkaimmat niistä ovat paljain silmin havaittavissa mutta sellaisia ei esiinny joka vuosi. Sen sijaan kaukoputkella näkyviä on lähes jatkuvasti havaittavissa, vaikkakin suurin osa on havaittavissa vain valokuvaamalla. Visuaalisesti havaittavia kuitenkin riittää sen verran, että mielenkiinto säilyy.  

Komeettojen yksityiskohtia voidaan nähdä vaihtelevasti riippuen komeetasta. Yleensä kuitenkin pyrstöt (kaasu- ja pölypyrstöt) ovat ainakin kirkkaimmilta osiltaan visuaalisesti havaittavissa, samoin koma. Koma ja pyrstö kehittyvät komeetan tullessa sisemmälle aurinkokuntaan Auringon lämmön haihduttaessa lähinnä vettä komeetan jäätyneestä pinnasta. Koma voi olla rakenteeltaan tähtimäisesti tiivistynyt, pelkästään utuinen tai jotakin siltä väliltä.