Betelgeuse fuusioi edelleen heliumia – ei supernovaa lähiaikoina

Orionin tähdistössä kirkas punainen jättiläinen, Betelgeuse, on ollut viimevuosien mielenkiinnon kohteena. Noin vuosi sitten tähti alkoi himmetä ja sen kirkkaus aleni ennätyslukemiin, aina 37 % helmikuun alussa vuonna 2020. Tutkimukset paljastivat, että himmenemisen syy oli ensi alkuun hyvin tiheä pölypilvi tähden ympäristössä ja lopulta myös tähden omaan rytmiin (n. 400 vrk) kuuluva jaksollinen himmeneminen.

Betelgeuse ei ole pyörä pallo. Image credit ALMA/ ESO/ NAOJ/ NRAO/ E O’Gorman/ P Kervella.

Nyt tutkimuksissa on paljastunut myös aivan uutta. Astrophysical Journalissa julkaistussa tutkimuksessa^[1] selvisi, että Betelgeusen ydin on edelleen heliumin fuusiointivaiheessa. Tämä tarkoittaa sitä, että jossain määrin odotettu supernova ei ole aivan lähellä. Tietystikään emme voi tietää milloin supernovavaihe käynnistyy, mutta tutkijat kertovat sen tapahtuvan aikaisintaan 100 000 vuoden kuluttua. Supernova käynnistyy vasta siinä vaiheessa, kun ytimen fuusiot ovat edenneet raskaampiin alkuaineisiin ja ytimessä muodostuu rautaa. Silloin kevyempien alkuaineiden fuusio tapahtuu ylempänä tähdessä kerroksittain. Tätä vaihetta kutsutaan ”sipulinkuori”vaiheeksi.

Lisäksi tutkimus paljastaa pienen yksityiskohdan tähdestä. Se ei olekaan aivan niin suurikokoinen ja massiivinen kuin aikaisemmin ajateltiin. Omaan Aurinkokuntaamme sijoitettuna tähden ulkopinnan uskottiin olevan suurin piirtein Jupiterin radan tuntumassa. Nyt uusimman tiedon mukaan se olisikin noin neljänneksen pienempi ja ulkopinta sijoittuisi siis noin Marsin ja Jupiterin ratojen väliin.

Edellisestä päätelmästä seuraa myös se, että tähden etäisyys^[2] pitää olla lyhyempi kuin aikaisemmin ymmärrettiin. Tämän tutkimuksen mukaan etäisyys olisi 548 (+88 / -49) valovuotta aikaisemman 700 valovuoden sijaan.

Tutkimuksessa annettiin myös arvio massasta. Se olisi 16,5 – 19 M_⊙, joka olisi hieman pienempi kuin mitä tähän asti on ajateltu.

 

Huomautukset

[1] https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/abb8db

[2] Betelgeusen tarkkaa koko- ja etäisyysmittausta on ollut vaikea tehdä. Viime vuosikymmeninä eri arviot ovat vaihdelleet vain 330 valovuoden ja 650 valovuoden väliltä. Äskettäisessä, vuoden 2017 tutkimuksessa pääteltiin etäisyyden olevan 724 (+ 111 / -156) valovuotta.

Etäisyysmittaukset maanpinnalta perustuvat tähden parallaksin mittaamiseen. Vaikeutena on kuitenkin ollut se, että tähden ulkoreunan määrittäminen ei ole ollut aivan yksinkertaista, koska tähti on heliumleimahduksen jäljiltä punainen jättiläinen -vaiheessa. Lisäksi ulkopinnan muoto ei ole täydellisen pyöreä, vaan selkeästi ”muhkurainen”, joten tähden paikka on vain likiarvoinen.

Kuinka harvinainen ”superkuu” todellisuudessa on?

"Superkuun" ja "hypokuun" välinen näennäisen koon ero
paljastuu valokuvaamalla. Kuvassa esitetyt etäisyydet
ovat toposentrisiä, eli Kuun ja havaitsijan väliset
todelliset etäisyydet kuvaus hetkellä.
Kuva © Kari A. Kuure.

Tänä vuonna ”superkuu” on ollut medioissa todellinen hype. Lähes kaikki mahdolliset tiedotusvälineet ovat asiasta uutisoineet. Uutisointi tosin on ollut hyvin rajallista ja jutut lähes toistensa kopioita. Tiedotusvälineiden mukaan tällä kertaa koettiin äärimmäisen harvinainen ilmiö, joka toistuu vasta 26.11.2034 (UT aikaa). Onko näin?, joten päätin sitä hieman tutkia!

Tällä kertaa ”superkuu”, eli täysikuun ja Kuun radan perigemiumin ajallinen ero oli vain hieman yli 2 tuntia. Tulevina vuosian ajallinen ero on jonkin verran pitempi, mutta vaikuttaako se ja kuinka paljon Kuun näkymiseen?

Asiaa täytyy tarkastella Maan ja Kuun välisen etäisyyden ja ennen kaikkea Kuun näennäisen koon huomioon ottaen. Koska etäisyys on pieni, niin myös havaitsijan paikka maanpinnalla vaikuttaa Kuun näennäiseen kokoon. Tästä päästään eroon jos lähtökohdaksi otetaan Maan ja Kuun välinen geosentrinen etäisyys ja tästä laskettu näennäinen koko. Näennäinen koko toteutuu havaitsijalle, joka näkee täysikuun keskitaivaalla, zeniitissä.

Helpoimmin tulevien vuosien välinen vertailu onnistuu taulukkomuodossa. Alla olevaan taulukkoon kokosin kaikki ne täysikuut, joiden näennäinen koko on yli 33 kaariminuuttia.

Päivämäärä	Geosentrinen etäisyys [km]	Näennäinen koko [kaariminuuttia]
14.11.2016	356 520	33,52
14.12.2016	359 447	33,24
3.12.2017	357 983	33,38
2.1.2018	356 602	33,51
31.1.2018	360 198	33,17
21.1.2019	357 715	33,40
19.2.2019	356 843	33,49
21.3.2019	360 768	33.12
26.11.2034	356 446	33,52

Taulukosta nähdään heti, että 2. tammikuuta 2018 ”superkuu” on aivan hyvin verrattavissa nyt marraskuussa esiintyneeseen. Kokoeroa on vain 0,01 kaariminuuttia, eli 0,6 kaarisekuntia. Kun ilmakehän aiheuttama erotustarkkuuden menetys, 1 kaarisekunti otetaan huomioon, eroa näiden kahden ”superkuun” välillä ei ole.

Sitten helmikuun 19. päivä vuonna 2019 tilanne on lähes sama, Kuun näennäisten kokojen ero on vain 0,03 kaariminuuttia eli 1,8 kaarisekuntia. Tämä ero on juuria ja juuri havaittavissa harrastajakaukoputkilla valokuvatessa, jos Kuu olisi zeniitissä. Muilla korkeuksilla ero peittyy ilmakehän turbulenssin aiheuttamaan erotuskyvyn heikkenemisen alle.

Jos tarkastellaan ”superkuun” havaitsemista ilman optisia apuvälineitä, niin silloin täytyy ottaa huomioon myös ihmissilmän erotuskyky. Kirjallisuudessa sille annetaan arvo 1 kaariminuutti. Todellisuudessa ainakin osalla ihmisistä on jonkin verran tarkempi näkökyky, mutta tarkastellaan ”superkuita” nyt tämän lukuarvon kannalta. Kaikki taulukossa esitetyt ”superkuut” ovat näennäiseltä kooltaan alle yhden kaartiminuutin sisällä samankokoisia.

Päätelmä on siis, että käytännössä ”superkuu” toistuu noin 14 kuukauden välein kahden tai kolmen täysikuun ryppäissä riippumatta siitä, mitä matematiikka kertoo. Kyseessä ei siis ole lainkaan harvinainen ilmiö, vaan hyvinkin tavallinen.

Havaintovinkki: Maapallo perihelissä, kvadrantidit ja planeettajono

Auringon ja Maan välinen etäisyys on lyhin tammikuun 3.
päivänä. Piirros © Kari A. Kuure.

Tammikuun 3 päivän aamuna kello 00.49 maapallo ohittaa radallaan Aurinkoa lähinnä olevan pisteen, perihelin. Tällöin Maan ja Auringon välinen etäisyys on 147 100 175 km ja meille Aurinko näkyy 32’ 31” kokoisena. Ratadynamiikasta johtuen maapalloon ratanopeus on suurin 30,4 km/s ja tästä johtuen Auringon näennäinen liike taivaalla tähtien suhteen on myös suurin 1,002 astetta vuorokaudessa.

Perihelipäivänä auringonnousu tapahtuu Tampereen horisontin mukaan kello 9.45, etelässä Aurinko näkyy 5,6 asteen korkeudella kello 12.29 ja auringonlasku tapahtuu kello 15.14. Päivällä on siis pituutta 5 tuntia 29 minuuttia.

Alkavan vuoden ensimmäinen meteoriparvi, kvadrantidit, ovat maksimissaan perihelipäivänä. Meteoriparven radiantti sijaitsee jo poistetun tähtikuvion, Kvadrantin, alueella. Nykyisissä tähtikartoissa alue sijaitsee Karhunvartijan tähdistön pohjoisosassa. Radiantti on 77° korkeudella (etelässä) kello 8.56, joten parasta havaintoaikaa on aamuyö, vaikkakin radiantti on sirkumpolaarinen ja näkyvissä koko yön.

Kvadrantidit ovat runsas meteoriparvi, sillä sen zeniittituntiluvuksi (ZHR) ilmoitetaan 120. Tämä tarkoittaa sitä, että yksi havaitsija parhaimpaan aikaan voi nähdä joitakin kymmeniä meteoreja tunnin aikana. Kvadrantideja voidaan nähdä tammikuun 1.–5.1. välisenä aikana. Tänä vuonna Kuu häiritsee jonkin verran meteorien havainnointia sillä se on valaistunut 39 % osuudella.

Planeettasuora 3.1.2016 päivän aamuna.
Piirros © Kari A. Kuure.

Meteorihavaitsijan on syytä huomioida, että kvadrantidien kanssa samaan aikaan taivaalla voi näkyä joitakin Coma Berenicideihin kuuluvia meteoreja. Niiden radiantti kuitenkin sijaitsee Leijonan tähdistössä lähellä Bereniken hiukset -tähdistön rajaa.

Tammikuun 3 päivän aamun tunnit ovat myös näyttävän planeettasuoran aikaa. Aamuyön tunteina kaakkoisella taivaalla ovat Jupiter, Kuu ja Mars hienossa jonossa ja ennen auringonnousua kaakkoisesta horisontista nousevat vielä Venus ja Saturnus jonon jatkoksi. Planeetat säilyttävät asemansa joitakin viikkoja, mutta Kuu luonnollisesti siirtyy idemmäksi aamu aamulta.

Huomautukset

[1] Näitä lukuja voi verrata aphelin, eli radan etäisimmän pisteen arvoihin heinäkuun 4 päivänä. Aphelin aikaan ratanopeus on 29,4 km/s ja Auringon näennäinen liike on hitainta 0,9701 astetta vuorokaudessa. Auringon ja Maan välinen etäisyys on tällöin 152 103 775 km.

Mikä superkuu?

Kuun näennäisen koon vaihtelu
etäisyyden muutoksesta johtuen on
luokkaa 12 %. Tätä on mahdoton havaita
muistinvaraisesti, mutta valokuvaamalla
samalla laitteistolla aina täysikuun
hetkellä, vertailun voi helposti tehdä.
Kuva Kari A. Kuure.

Medioissa on jälleen hypetetty – tällä kertaa superkuusta! Useimmissa jutuissa on kerrottu vain osa Kuun näkymiseen vaikuttavista tekijöistä, kuten Kuun sijainti maapalloa lähinnä olevalla radan osalla ja täydenkuun esiintymisestä samaan aikaan.

Täysikuuhun liittyy kuitenkin ilmiö, josta ainakaan minun silmiini tai korviini ei ole kantautunut yhtään mainintaa. Se on oppositioefekti, joka jo pelkästään selittää suurimman osan superkuuksi nimetystä ilmiöstä.

Kuun etäisyys vaihtelee sen kiertäessä Maata kerran kuukaudessa lyhimmän (perigemium) ja pisimmän (apogemium) etäisyyden välillä. Kuun etäisyys on lyhimmillään 356 400 km ja pisimmillään 406 700 km, keskietäisyyden ollessa 384 400 km [¹].

Kuun etäisyyden vaihtelu tuo mukanaan kaksi ilmiötä. Ensimmäinen on tietysti näennäisen koon vaihtelu. Lähimmillään ollessaan Kuun näyttäisi olevan noin 11–12 % suurempi kuin ratansa kaukaisimmassa pisteessä ollessaan. Toinen tekijä on, että täysikuu heijastaa auringonvaloa ja kun heijastava pinta on lähempänä, valaistus kasvaa tietysti jonkin verran, mutta ei vielä 30 %:a, kuten medioissa on kerrottu.

Suuremman kirkastumisen aiheuttaa oppositioefektiksi kutsuttu ilmiö, joka esiintyy jokaisen täysikuun aikana muutaman tunnin ajan. Efekti itsessään on helppo nähdä vaikkapa hiekkarannalla: katsottaessa myötävaloon (Aurinko katsojan selän takana) hiekka näyttää hyvin kirkkaalta verrattuna siihen, että katsottaisiin katsojan sivulla olevaa hiekkaa. Kirkastumisen saa aikaa varjojen siirtyminen hiekanjyvien taakse ja katsoja näkee vain täysin valaistunutta pintaa. Sivulle katsottaessa noin puolet nähdystä pinnasta on varjossa ja näin ollen selvästi himmeämpi kuin täysin valaistu pinta. Valokuvaamalla samalla valotusasetuksella molempiin suuntiin, voi ilmiötä tutkia hieman perusteellisemmin.

Kun oppositioefektin vaikutus lisätään Kuun näennäisen koon suurentumiseen ja heijastava pinnan siirtymiseen hieman lähemmäksi kuin keskimäärin, saataneen suunnilleen tuo medioissakin kerrottu 30 % kirkkauden kasvu. Tosin silloinkin pitää vertailukohtana pitää täysikuuta, joka tapahtuu apogemiumin aikoihin.

Tällä kertaa Kuun etäisyys oli lyhyimmillään täysikuun aikaan 23.6. kello 11.32 (geosentrisesti laskettuna), jolloin etäisyyttä oli 356 991 km ja Kuu näkyi (maapallon toisella puolella) 33,04 kaariminuutin kokoisena. Tampereella täysikuu laskennallisesti tapahtui vasta kolmisen tuntia myöhemmin. Jos asia ei aivan heti valkene, niin 3D-ajattelun harjoittaminen voi tuoda hieman valaistumista asiaan.

Mutta ja jotta asia ei olisi aivan näin yksinkertainen, täysikuun kirkkauden arvioinnissa täytyy ottaa huomioon ilmakehässä tapahtuva valon absorptio. Toisin sanoen, täysikuun näkyessä matalalla horisontin läheisyydessä, ilmakehä himmentää (ekstinktio) sitä (yl. minkä tahansa kohteen) merkittävästi, jopa 1,5 magnitudia. Tarkkaa arvoa on vaikea laskea, sillä muuttuvia tekijöitä on runsaasti.

Loppuyhteenvetona päättelen, että meillä Suomessa superkuu ei ole mikään ”super”, vaan hyvinkin tavallinen kesäinen täysikuu, joka sinällään on hieno, katsomisen ja valokuvaamisen arvoinen hämärässä kesäyössä.

Huomautus

[1] Kuun rata maapallon ympäri ei ole mitenkään helppo laskettava, sillä siinä tapahtuu useita hyppäyksenomaisia muutoksia. Niinpä ei olekaan ihme, että eri tietokoneohjelmat antavat monille Kuuhun liittyville tapahtumille hieman toisistaan poikkeavia arvoja ja ajanhetkiä. Tyypillinen virhe voi pienimmillään olla minuutin luokkaa, mutta esimerkiksi nousu- ja laskuajoissa voi hyvinkin suuria eroja tai virheitä. Usein ne riippuvat siitä, miten pitkän ja tarkan proseduurin ohjelmoija on ohjelmaan kirjoittanut. Olen jostakin saanut tiedon, että tarkin mahdollinen proseduuri Kuulle olisi 40-sivuinen. Vertailun vuoksi Jupiterin rata samalla tarkkuudella selviää yhden A4-kokoisen sivun proseduurilla.

Komeetta C/2013 A1 (Siding Spring)

Mars-planeetta. Kuva Nasa.

Maaliskuun 28. päivänä kirjoitin artikkelin mahdollisesti Marsiin törmäävästä komeetasta. Tässä artikkelissa syvennän hieman komeetasta saatuja tietoja.

Komeetan C/2013 A1 (Siding Spring) havaitsi ensimmäisenä Robert H. McNaught tammikuun 3. päivänä tänä vuonna. Komeetta oli kylläkin kuvattu jo joulukuun 8. päivänä 2012 Catalina Sky Survey havainto-ohjelman valokuviin. Marsiin törmäämisen havaitsi Leonid Elenin helmikuun 27., jolloin näytti siltä, että Marsin ohitus tapahtuisi noin 41 300 km etäisyydeltä Marsin keskipisteestä mitattuna. Pan-STARRS etsintäohjelman kuvista lokakuun 4. päivältä 2012 komeetta myös löytyi maaliskuu 3. päivänä, joten komeetan rata oli tunnettu jo 148 vuorokauden ajalta. Tässä vaiheessa komeetta oli vielä 7,2 au:n etäisyydellä Auringosta.

Komeetta C/2013 A1 (Siding Spring) etäisyys Marsiin tulee olemaan lyhin vuonna 2014 lokakuun 19. päivän iltana Suomen aikaa. Nyt kun havaintoja on kertynyt 185 vuorokaudelta (13.4.2013) komeetta ohittaa Marsin 107 712 km etäisyydeltä. Epävarmuus on edelleen suuri, joten laskennallisesti rata sijoittuisi johonkin 8 976–299 200 km väliin Marsin keskipisteestä. Etäisyys olisi lyhin kello 18.51 UT aikaa. Silloin Suomessa ollaan vielä kesäajassa, joten kello näyttäisi 21.51 aikaa.

Suurta mielenkiintoa on herättänyt kysymys siitä, mitä tapahtuisi Marsissa jos komeetta todella törmäisi Marsiin? Törmäys aiheuttaisi uuden kraatterin syntymisen, Marsin ilmakehään kohoaisi melkoinen määrä höyrystynyttä kiveä ja pölyä, jonka vaikutuksia on hieman hankala arvioida. Arviot vaihtelevat laaja-alaisesti lähes olemattomasta aina voimakkaisiin ilmastollisiin vaikutuksiin asti. Huomattavasti helpommin arvioitavissa on törmäyskraatterin koko.

Netistä löytyy laskuri (http://impact.ese.ic.ac.uk/ImpactEffects/), jolla kraatterin kokoa voi laskea, jos olettaa joitakin arvoja. Ensimmäinen näistä arvioista on etäisyys törmäyspisteeseen. Tämä voi valita mielivaltaisesti, sillä tuskin siellä kukaan on paikanpäällä katselemassa törmäystä. Valitaanpa arvoksi vaikkapa 100 km.

Seuraavakin arvo täytyy arvata, siinä kun tarvitaan törmäävän kappaleen koko. Komeetat ovat kooltaan yleensä muutaman kilometrin luokkaa, joten voimme hyvänä arvauksena heittää tähän kohtaa vaikkapa 3 km. Komeettojen tiheys on pieni, onhan suurin osa aineesta vesijäätä. Siihen on sekoittuneena jonkin verran kevyempiä ja herkemmin haihtuvia kaasuja mutta vastapainoksi myös kiviaineista pölyä. Joten arvioidaan komeetan tiheydeksi sama kuin vedellä, siis 1 000 kg/m³.

Ratalaskelma antaa komeetalle Marsin kohtaamisnopeudeksi 56 km/s.

Edetään laskentakoneen syötössä kohtaan iskeytymisen kulmasta. Ratalaskelma on jonkin verran epävarma, mutta todennäköisyys sille, että komeetta meneekin Marsin ohi, on hyvin suuri. Tästä voimme tehdä sen päätelmän, että jos komeetta törmää Marsin pintaan, niin iskeytymiskulma tulisi olemana hyvin pinnan suuntainen. Näin ollen 5° voisi olla aika lähellä totuutta.

Lopuksi laskentakone haluaa tietää, millaiseen maastoon komeetta törmäisi. Marsin pinta on mitä ilmeisimmin tiheydeltään maapallon sedimenttikiveä vastaavaa, joten valitaan se. Muut vaihtoehdot olisivat olleet vesi tai kiteytynyt kallio kuten basaltti tai graniitti. Tämän jälkeen laskenta voidaan käynnistää.

Tulokset ovat suuntaa antavia Maassa, joten Marsissa ne eivät voi olla sen tarkempia, pikemminkin päinvastoin, johtuen Marsin paljon pienemmästä koosta ja massasta.

Vapautuva energia olisi noin 5,3 biljoonaa tonnia TNT-räjähdettä. Maassa vastaavia törmäyksiä esiintyisi kerran kymmenessä miljoonassa vuodessa. Mars-planeettaan vaikutukset olisivat hyvin minimaalisia, joten sen radalta suistumista (tarkemmin ratamuutosta) ei tarvitse pelätä!

Kaavio törmäyskrraaterien muodonmuutoksesta
törmäyksen jälkeen. Kuva on artikkelista Gareth S. Collins,
H. Jay Melosh ja Robert Marcus: Earth Impact Program:
A Web-based computer program for caculating
the regional environmental consequences of
a meteoroid impact on Earth. Artikkeli on julkaistu
Meteoritics & Planetary Science 40, Nr 6, 817–840 (2005)
lehdessä.

Törmäyskraatterin koko olisi noin 13,2 km ja syvyys 4,67 km. Tällaisena kraatteri ei kuitenkaan säily, vaan heti kun lämpö- ja painevaikutus katoavat, kraatterissa tapahtuu muodonmuutoksia. Sen reunavalli romahtaa sisäänpäin ja kraatteri laajenee 18,6 km kokoiseksi. Kraatteri mataloituu reunavallien täyttäessä sitä ja lopulliseksi syvyyseksi tulisi noin 713 metriä. Rakenteellisesti kraatteri olisi kompleksi, jossa on keskusvuori ja reunat terassimaisia.

Törmäys tuottaisi sulanutta ja höyrystynyttä kiveä noin 11 km³ verran. Noin puolet tästä kiviaineksesta putoaisi kuitenkin kraatteriin ja sulakivikerros muodostuisi noin 81 metrin vahvuiseksi. Toinen puoli leviäisi heitteenä kraatterin ympäristöön kymmenien tai satojen kilometrin etäisyyteen saakka.

Marsin ja Maan väliset erot niin rakenteessa, koossa kuin ilmakehän tiheydessä ovat niin suuria, että laskurin antamat tiedot eivät ole kovinkaan tarkkoja. Jokainen voi itse käydä tekemässä vastaavat laskelmat ja lukea seurauksista – maapallolla!