Betelgeuse on epätavallisen himmeä

Orionin tähdistössä sijaitseva Betelgeuse (a Ori) on himmentynyt viimekuukausina epätavallisen paljon. Himmeneminen on ylittänyt uutiskynnyksen ja aihetta on käsitelty useissa päivälehdissä.

Betelgeuse on riittävän lähellä, jotta se voidaan nähdä suurilla radiokaukoputkilla pintakohteena. Kuva ALMA/Wikimedia Commons

Betelgeuse on punainen superjättiläinen ja tunnetaan supernovakandidaattina, eli sen on ajateltu olevan supernovaräjähdystä edeltävässä tilassa (supernova progenitor)^[1]. Tässä vaiheessa monien tähtien kirkkaus vaihtelee ja näin on myös Betelegeusellakin. Tähden tiedetään sykkivän suurimmalta osaltaan noin 420 (± 15) vrk jaksolla, mutta sillä on myös heikompia jaksoja, joiden pituudet ovat 5–6 vuotta ja 100 –180 vuorokautta. Supernova vaihe toteutuu, kun tähden ydin luhistuu (SN II) energiantuotannon päättyessä.

Betelgeusen kirkkaus saavutti toistaiseksi pienimmät arvonsa tammikuun 17. ja 18 päivinä, jolloin kirkkauksiksi saatiin lukemat 1,494^m ja 1,506^m. Kirkkaudet ovat noin 0,2^m pienempiä kuin jouluun 22. päivän 2019 mitatut arvot.

Betelgeusesta on tehty kirkkaushavaintoja jo 180 vuoden ajan. Aluksi havainnot olivat visuaalisia. AAVSO aloitti säännölliset kirkkausmittaukset 1920-luvulla ja suunnilleen samaan aikaa aloitettiin myös sähköiset fotometriamittaukset. Fotometria muuttui säännölliseksi noin 40 vuotta sitten Villanova observatoriossa, kun Scot Wavker’in ja Edward Guinan aloittaessa mittaukset.

Betelegeusen kirkkauden kehitys lokakuusta 2018 alaken. Kuva AAVSO/Wikimedia Commons.

Betelegeusen kirkkaus on nyt lähellä Bellatrixin (g Ori) kirkkautta 1,62^m. Betelgeusen kirkkauden muutokset eivät ole ainoa tähdessä havaitut muutokset. Lämpötilamittaus on osoittanut, että tähden pintalämpötila on laskenut noin 100 K viime syyskuusta lähtien. Näin nopea muutos selittyy tähden säteen kasvulla, jonka suuruudeksi tutkijat ovat laskeneet noin 9 %. Muutos on odotettuakin, sillä ennen supernovaa tähti on epävakaa ja sen odotetaankin laajenevan. Tähdestä sinkoutuu kaasua ja pieniä pölyhiukkasia (erilaisia metallioksideja) avaruuteen muodostaen laajenevan ja viilenevän pilven tähden ympärille.

Näyttääkin siis siltä, että Betelgeuse on pölläyttänyt harvinaisen tiheän kaasu- ja pölypilven ympärilleen ja himmeneminen voi johtua siitä. Jos taas himmeneminen johtuu 420 vuorokauden muuttumisjaksosta, niin silloin sen syvin vaihe asettuu tammi-helmikuun vaihteeseen. Jos himmeneminen jatkuu vielä helmikuun alkupuolen jälkeenkin, tutkijat joutuvat miettimään aivan uusia malleja kirkkauden vähenemiselle.

Betelgeuse Euroopan Eteläisen Observatorin VLT -kaukoputkella kuvattuna. Kuva ESO /Wikimedia Commons.

Huomaukset

[1] Supernovaksi päätyvät tähden (SN II supernova progenitor) laajenevat voimakkaasti tähden ytimessä tapahtuvien ydinfuusioiden siirtyessä käyttämään raskaampia alkuaineita energiantuotantoon. Aikaa myöten fuusioon osallistuu aina vain raskaampia alkuaineita, kunnes ytimeen muodostuu rautaa. Raudan fuusio edelleen raskaimmiksi alkuaineiksi vaatii energiaa (eikä se tuota sitä), joten energiantuotanto tyrehtyy ja ydin luhistuu aluksi neutronitähdeksi ja hetkeä myöhemmin mahdolliseksi mustaksi aukoksi. Ytimen ulkopuoliset tähden kerrokset putoavat aluksi kohti muodostunutta neutronitähteä mutta sinkoutuvat lopulta törmäyksen aiheuttamien shokkiaaltojen vaikutuksesta avaruuteen.

Superkuu maanantaina 14. marraskuuta

"Superkuu" on 14.11.2016.

Täysikuu näyttää tavallista suuremmalta ja kirkkaammalta maanantaina 14. marraskuuta noustessaan horisontista kello 16.29 Tampereen horisontin mukaan.  Nouseva Kuu näkyy halkaisijaltaan 14 % suurempalta ja noin 30 % kirkkaammalta kuin sellaisen täysikuun aikaan, jolloin se näkyy kaikkein pienimmältä ja himmeimmältä.  Eroa on vaikea huomata muistinvaraisesti, mutta jos olet joskus valokuvannut nousevaa täysikuuta, niin sään salliessa voit uusia valokuvaamisen samalla laitteistolla ja kuvia vertaamalla ero pitäisi olla selvä.

”Superkuu”^[1] jolla nimellä tämä suurikokoinen ja kirkas täysikuu tunnetaan, johtuu Kuun radan soikeudesta. Kuun rata on lähimmillään maapalloa 356 400 km ja etäisimmillään 406 700 km (geosentrisesti). Kuun rata kuitenkin muokkautuu jatkuvasti, joten tällä kertaa perigeumin geosentrinen etäisyys on 356 509 km.

Noin 14 kuukauden välein täysikuu on radan lähimmän pisteen, perigemiumin, läheisyydessä. Tällä kertaa ero näiden kahden tapahtuman välillä on vain hieman yli 2 tuntia, kello 13:36 Kuu on perigemiumissa ennen täysikuuta. Seuraavan kerran yhtä lähellä toisiaan täysikuun ja perigeumin ajankohta on 25. marraskuuta 2034.

Koska täysikuu ja perigeum eivät ole aivan radan samassa pisteessä, Kuun etäisyys poikkeaa hieman lyhimmästä mahdollisesta etäisyydestä. Tällä kertaa etäisyyttä täysikuun hetkellä on 356 520 km, eli noin 11 km perigeumia enemmän.

Jos tarkastellaan Kuun etäisyyttä toposentrisesti, eli havaitsijan kannalta, niin silloin tilanne muuttuu jonkin verran. Kuun ollessa perigeumissa kello 13.36 Kuu ei vielä ole horisontin yläpuolella. Etäisyys Kuuhun on 358 018 km. Täysikuu on kello 15.52, jolloin Kuu on edelleen horisontin alapuolella ja etäisyyttä on 356 970 km. Kuun nousu tapahtuu kello 16.29 jolloin etäisyyttä on 356 575 km. Etäisyys on lyhin 352 374 km, kun Kuu ylittää etelämeridiaanin seuraavan yönä kello 0.35. Kuun lasku horisonttiin tapahtuu seuraavana päivänä kello 9.02 ja etäisyyttä silloin on jo 357 245 km.

Kuun näennäinen koko riippuu Kuun todellisesta etäisyydestä. Perigemiumissa Kuun näennäinen koko on 33,38 kaariminuuttia, täysikuun aikaan 33,47’, noustessa 33,51’, etelämeridiaanin ylityksen tapahtuessa 33,91’ ja laskiessa 33,45 kaariminuuttia.

Alla olevassa taulukossa on nämä numerotiedot helpommin etsittävässä muodossa.

Lue lisää superkuusta artikkelista http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2013/06/mika-superkuu.html

Huomautukset

[1] ”Superkuu” käsite on pompannut suuren yleisön tietoisuuteen ja medioiden otsikoihin parin viimevuoden aikana. Tieteen kannalta tällä ei ole mitään merkitystä, mutta saadaanhan sillä revittyä isoja otsikoita ja luonnollisesti myös yleisön mielenkiinnon Kuun havaitsemiseen. Tämä jälkimmäinen asia on tietysti hieno juttu, sillä oman käsitykseni mukaan Kuu on aikatavalla aliarvostettu havaintokohde jopa tähtiharrastajien keskuudessa. Se, etenkin täysikuun aikaan, koetaan vain häiriötekijäksi ”hienompien” syvä taivaan kohteiden havaintoja tehtäessä. Onneksi tähtitieteellinen yhdistys Ursa on nostanut ”kissan pöydälle” ja kampanjoi Kuun havaitsemisen puolesta.

Komeetat ei selitä Tabbyn tähden himmenemistä

Viimevuoden lopulla otsikoihin nousi kirkkauttaan menettäneen tähden omituinen valokäyrä ja ennen kaikkea se, millä sitä yritettiin selittää. Kyseisen tähden KIC 8462852^[1] (joka tunnetaan myös nimellä Tabbyn tähti tutkijan Tabetha Boyajian’in mukaan) kirkkaus näytti vaihtelevan epäsäännöllisesti. Kirkkaushavaintoja tähdestä tehtiin Kepler-avaruuskaukoputkella^[2] vuosina 2009–2013.

Epäsäännölliselle himmenemiselle tutkijat eivät löytäneet luontevaa selitystä. Tabetaha Boyajian (Yalen yliopisto) tutkimusryhmä arvioi tähteä kiertävän suuren komeettapilven selittävän epäsäännölliset himmenemiset.

Selitys olisikin ehkä ”nielaistu” sellaisenaan ellei Jason Wright (Pensyvania State yliopisto) tutkimusryhmineen olisi julkaissut lehtiartikkelia aiheesta. He esittivät himmenemisen syyksi muukalaissivilisaatiota, joka olisi rakentanut tähtensä ympärille valtavan satelliiteista koostuvan megarakenteen tähden energian keräämiseksi. Artikkeli ”räjäytti potin”. Lähes jokainen kynnelle kykenevät tiedostusvälinen julkaisi oman version Wright’in selityksestä.

Tässä vaiheessa Braley Schaefer (Lousiana State yliopisto) jatkoi aiheen ja himmenemisen tutkimusta. Boyajian tutkimusryhmä oli etsinyt tähden aikaisemmista himmentymisistä Harvard yliopiston skannatuista lasilevyvalokuvista löytämättä mitään merkittävää. Schaefer ei kuitenkaan ollut aivan vakuuttunut asiasta ja etsi viiden vuoden keskiarvoista pitkäkestoisia himmenemisiä. Se mitä hän löysi, oli todellinen yllätys: tähden kirkkaus oli vähentynyt noin 20 % vuodesta 1890 vuoteen 1989.

Varmistaakseen löytönsä Schaefer meni Havardiin mittaamaan alkuperäisistä lasilevyistä tähden kirkkauden muutoksia. Harva tähtitieteilijä osaa enää tehdä tarkkoja tähtien kirkkausmittauksia lasilevyistä. Schaefer on yksi niistä harvoista. Tulos oli sama kuin skannatuista kuvista mitattu: tähti on todellakin himmentynyt noin 20 %.

Schaeferin saama tulos oli merkittävä, se kumosi molemmat aikaisemmin esitetyt selitysyritykset. Ensiksi Schaefer laski tarvittavien komeettojen määrän. Komeettoja, joiden koko olisi yli 200 km, pitäisi olla vähintään 648 000 kappaletta. Komeettojen koko ja määrä tekee selityksestä hyvin epätodennäköisen.

Toinen kumoutunut selitys oli muukalaissivilisaatio. Ei tunnu kovinkaan todennäköiseltä, että vaikka kuinka kehittynyt kulttuuri olisi kysymyksessä, että se kykenisi rakentamaan vain vuosisadassa yli viidesosan tähden peittävän megarakennelman.

Megarakennelmaa vastaan on myös se merkittävä huomio, että tähden infrapunaisilla aallonpituuksilla ei ole havaittu minkäänlaista muutosta. Jos megarakennelma olisi todellisuutta, infrapunasäteilyn olisi pitänyt kasvaa niin paljon, että tähden bolometrinen säteilymäärä olisi pysynyt muuttumattomana.

Toistaiseksi tutkijat ovat siis ”huuli pyöreänä” ja ilman selitystä. Voi olla että Tabbyn tähti on uusin avaruuden ”omituisten otusten kerhon jäsen”, jolle teoreetikkojen tulee keksiä hyvä selitys. Lisätutkimuksia joka tapauksessa tarvitaan ennen kuin arvoitus on ratkaistu.

Huomautukset

[1] Tähti sijaitsee Joutsenen tähdistössä, kirkkaus 11,7^m , spektriluokka F3 V/IV (pääsarjan tähti), etäisyys 1480 valovuotta, säde 1,58 R_Sun . Tähtikartoissa ja luetteloissa tähdellä on tunnuksia: TYC 3162-665-1, 2MASS J20061546+4427248 (numerosarja kertoo tähden koordinaatit),
UCAC4 673-083862 ja WISE J200615.45+442724.7 .

[2] Kepler avaruuskaukoputken tehtävän oli tehdä mittauksia tähtien kirkkauksista. Se oli suunnattu vuosina 2009–2013 Joutsenen ja Lyyran tähdistön rajalle, jossa sen kuvakentässä oli ainakin 150 000 tähteä. Näistä tähdistä on löydetty yli tuhat eksoplaneetta ja hyviä kandidaatteja on vähintään 3500. Keplerin ohjausjärjestelmä rikkoontui vuonna 2013 ja nykyisin sen suuntaaminen alkuperäiseen kohteeseen ei enää ole mahdollista. Sen sijaan avaruuskaukoputki tekee tähtien kirkkausmittauksia ekliptikan tasossa noin kolmen kuukauden jaksoissa.

Alla Tabbyn tähden kirkkauskäyriä!

Eksoplaneetta Kepler-452b

Kepler-observatorion havaitsemia eksoplaneettoja taiteilijan
näkemyksen mukaan. Planeetat ovat vasemmalta oikealle:
Kepler-22b, Kepler-69c, Kepler-452b, Kepler-62f ja
Kepler-186f. Oikealla on Maa.
Kuva NASA/Ames/JPL-Caltech.

Nasan julkistama ja kolmisen vuotta tutkittu eksoplaneetta Keler-452b on ennennäkemättömän huomion tiedotusvälineissä. Lähes jokainen nettilehti on löydön uutisoinut. Tosin, uutisointi on tavallisesti jäänyt Nasan tiedotteen ja siihen liitettyjen kuvien julkaisemiseen. Hyvä näinkin, sillä eipä aivan heti tule mieleeni viime vuosilta mitään vastaavaa, vaikka muutamia hyvin uutisoituja tutkimuksia on: esimerkiksi aivan tuore New Horizons luotaimen tekemä Pluton ohilento.

Tutkimuksena ja havaintona Kepler-452b:n löytyminen ei poikkea mitenkään niistä, joita Kepler-ohjelmassa on tehty aikaisemmin. Eksoplaneetta kandidaatteja on tällä hetkellä 4 696 ja jo varmistuneita planeettoja on 1 030 [1]. Suurin osa jo varmistuneista eksoplaneetoista sijaitsee aivan muualla kuin tähtensä elämää ylläpitävällä vyöhykkeellä. Elokehällä sijaitsevia planeettoja, kooltaan enintään kaksinkertaisia maapalloon verrattuna, on vain kourallinen (12 planeettaa) ja niistäkin melkoinen osa on jotain muuta kuin maapallon kaltaisia.

Kepler-ohjelma

Kepler-avaruuskaukoputki laukaistiin avaruuteen maaliskuun 9 vuonna 2009 Cape Canaveralin avaruuskeskuksesta Floridasta. Kantorakettina oli Delta II kantoraketti. Avaruuskaukoputki sijoitettiin Aurinkoa kiertävälle radalle [2] siten, että se pystyi havaitsemaan samaa Joutsenen ja Lyyran tähdistöjen rajalla olevaa aluetta keskeytyksettä koko sen kolmen vuotta minkä luotain pääohjelman mukaisia havaintojaan teki.

Rakenteellisesti Kepler on hyvin yksinkertainen (jos avaruuteen sijoitetut tutkimuslaitteet milloinkaan ovat yksinkertaisia?) käsittäen vain 0,95 metrisen kaukoputken jonka kuva kulma on (kaukoputkeksi) laaja, peräti 12 astetta. Havaintovälineenä kaukoputkessa on 42 CCD-kameraa, jokaisen koko 50×25 mm ja pikseleitä 2 200×1 024. Valotusaika on hieman alle kolme sekuntia mutta lopputulos saatiin integroimalla (summaamalla) 30 minuutin mittaukset 6,5 tunnin ajalta.

Kepler-452-tähden sijainti tähtitaivaalla. Tähden näkemiseen 

vaaditaan keskikokoinen harrastajakaukoputki ja tarkka sijainti-

tieto tähdestä. Kuva Kari A. Kuure.

Vaikka Keplerin havaintoinstrumentteina olikin CCD-kamerat, niitä ei käytetty kuvien muodostamiseen, vaan kuvakentän jokaisesta tähdestä mitattiin sen kirkkaus. Toinen poikkeavuus kameran toiminnassa oli tavanomaiseen kaukoputkeen verrattuna: kuva oli tarkoituksellisesti epätarkka. Tähden kuvasta tuli kuvakennoilla noin 10 kaarisekunnin kokoinen läikkä, jotta kameroiden pikselien valoherkät ominaisuudet tulivat mahdollisimman hyvin hyödynnettyä.

Kepler teki pääohjelman havainnot mittaamalla havaintoalueensa 150 000 tähden kirkkautta jatkuvasti. Suunnitelman mukainen toiminta-aika oli vähintään 3,5 vuotta. Pitkähkö toiminta-aika oli tarpeen, sillä jokaiseen varmasti tunnistettavaan eksoplaneetan havainnointiin tarvittiin vähintään kolme tai neljä tähden kirkkauden himmenemistä. Auringon kokoisilla tähdillä tämä merkitsee sitä, että eksoplaneetat, jotka sijaitsevat enintään yhden au:n etäisyydellä tähdestään, voidaan havaita.

Kepler-ohjelman eksoplaneetat löytyvät jos tähteä kiertävän eksoplaneetan rata on sellaisessa kulmassa meihin nähden, että se kulkee ajoittain tähden kirkkaan pinnan editse. Tapahtumaa kutsutaan ylikuluksi ja sen aikana tähden kirkkaus vähenee aavistuksen verran, tyypillisesti vain muutaman promillen verran kokonaiskirkkaudesta. Muut eksoplaneetat, ne joiden radat eivät tuo sitä tähden ja meidän väliin, jäävät löytymättä.

Ohjelman päättyminen ja uuden aloittaminen

Kuten kaikilla mekaanisilla laitteilla, niin myös Kepler avaruuskaukoputkella oli rajallinen toiminta-aika. Vaikka osa sen laitteista oli kahdennettu, tämä raja tuli Keplerille vastaan toukokuussa 2013. Tällöin sen suuntaamiseen käytetyistä reaktiopyöristä vaurioitui jo toinen.  Tämä oli pääohjelman loppu, sillä observatoriota ei enää pystytty pitämään suunnattuna havaintoalueeseensa riittävän tarkasti.

Keplerissä oli vaurion jälkeen enää kaksi toimintakykyistä reaktiopyörää. Niitä käyttämällä avaruusobservatoriota pystyttiin suuntaamaan joihinkin tiettyihin, tarkasti valikoituihin alueisiin, mutta niitä piti vuoden kuluessa vaihtaa. Tutkimuksen kannalta menetelmä ei ole ollut aivan yhtä tuloksellinen kuin pääohjelma, mutta joitakin tuloksia kuitenkin on saatu: varmistettuja eksoplaneettoja K2-ohjelman aikana on löydetty 22.

Eksoplaneetta Kepler-452b

Oheisessa taulukossa on tutkimuksissa saadut tiedot ko. eksoplaneetasta. Kaikki muu, mitä planeetasta on kerrottu, on enemmän tai vähemmän arvailujen varassa.

Säde	1,63 × RÅ
Massa	ei tunnettu
Lämpötila (ilman ilmakehän vaikutusta)	265 K (maapallo noin 255 K)
Ylikulun kesto	10,63 tuntia
Kiertoaika (= vuosi)	384,843 vrk
Keskietäisyys tähdestä	1,046 au
Radan kaltevuus näkösäteeseen	89,806 °

Tähti  Kepler-452

Kepler-452 -tähteä on kuvailtu Auringon kaltaiseksi. Näin todellakin on vaikka pieniä eroja on olemassa.

	Kepler-452	Aurinko
Efektiivinen lämpötila	5778 ± 85  K	5785 K
Massa	1,037 × M☉	1,989x1030 kg
Säde	1,110 × R☉	6,69×105 km
Metallisuus [Fe/H]	+ 0,210	~ 0,2
RA	+19 h 44 m 0.89 s
DEC	+44 ° 16 ‘ 39.22 ”
Visuaallinen kirkkaus	13,426	–26,78
Luminositeetti	1,2 × L☉	3,9x1023 kW
Ikä [miljardia vuotta]	n. 6 ±2	n. 4,65
Spektriluokka	G2V	G2V
Etäisyys	n. 1400 ly (430 pc)	1 au

Huomautukset

[1] Eksoplaneettoja on varmistettu kaikkiaan 1 879 ja kandidaatteja on 5 583.

[2] Keplerin kiertoaika Auringon ympäri on 372,5 vuorokautta. Tästä syystä observatorio jää hieman jälkeen maapallosta ja oli neljän vuoden jälkeen noin 0,5 au:n etäisyydellä.

Harrastajan tähtitaivas: Kuinka monta tähteä?

Etenkin syksyisenä kuulaana yönä tulee helposti mieleen kysymys: kuinka monta tähteä taivaalta on mahdollista nähdä? Niitä tuntuisi olevan miljoonia, mutta järki sanoo, että aivan näin montaa niitä ei voi olla! Siis kuinka monta tähteä voimme yhdellä kerralla nähdä?

Vastauksen saamiseen voisimme yrittää laskea näkemämme tähdet. Tämä on kuitenkin aivan toivotonta monestakin syystä joten yritetäänpä keksiä muita keinoja. Kaivoin kirjahyllystäni tähtiluettelon nimeltään ”Sky Catalogue 2000.0”. Se kertoo tähtitaivaalla olevan 8 479 tähteä, joiden kirkkaus on suurempi kuin 6,5^{m [1]}. Tämä on siis paljain silmin näkyvin tähtien yhteismäärä molemmilta tähtitaivaan pallonpuoliskoilta.

Luonnollisesti emme voi nähdä horisontin alapuolelle jääviä tähtiä, joten äkkiseltään voisimme puolittaa yhteismäärän, jolloin jäljelle jäisi runsas 4 000 tähteä. Todellisuudessa meidän tulisi vielä ottaa huomioon ne tähdet, jotka eivät nouse horisonttimme yläpuolelle lainkaan, siis eteläisen taivaanpallon napa-alueen tähdet. Nyt täytyisi siirtyä laskemaan yksittäisiä tähtiä tähtikartastosta, mutta jos laskemme niiden määrän olevan noin (1/6) 1 500, niin eiköhän olla aika tavalla oikeassa ainakin pilkun paikan suhteen. Jos joku laskee nämä tähdet, niin voi kommentissa ilmoitella tuloksen.

Vähennämme arvioimamme eteläisen napa-alueen tähdet kokonaismäärästä, jolloin pääsemme noin 7 000 tähden lukumäärään. Teoriassa siis voisimme nähdä yhdellä kertaa noin 3 500 tähteä. Tämä kuitenkin edellyttäisi sitä, että näkemämme tähtitaivas olisi näkyvissä horisontista horisonttiin ja että koko tähtitaivas olisi täysin pimeä tai oikeammin, olisimme maapallolla, jolla ei olisi ilmakehää. Ilmakehällä kun on sellainen ikävä ominaisuus, että se himmentää avaruudesta tulevaa valoa. Tätä himmenemistä kutsutaan ekstinktioksi.

Ilmakehän himmentävä vaikutus on yllättävän voimakas jopa suhteellisen suurilla korkeuksilla. Zeniittietäisyyden ollessa 40° (korkeuskulma 50°) kirja ”Tähtitieteen perusteet” antaa ekstinktiolle arvon 0,9^m, ja zeniittietäisyydelle 70° jo 1,17^m. Näin ollen näyttää siltä, että lähtökohtaisesti 6,5^m kirkkaus paljain silmin näkyvälle tähdille on väärä ja oikeampi lukumäärä olisi ainakin magnitudia kirkkaammat tähdet. Kirkkaampia kuin 5,5^m tähtien määrä on 2 873 ja eteläisen napa-alueen tähdet pois lukien noin 2 400 tähteä. Tästä määrästä näkisimme noin puolet eli noin 1 200 tähteä.

Voimme kuitenkin korjata tätä lukumäärää hieman ylöspäin pienillä zeniittikulmilla olevien tähtien suhteen (kirkkauteen 6,5^m). Korjaus ei kuitenkaan voi olla kovin suuri, sillä pienen zeniittikulman (mikä se sitten onkaan?) rajoittama tähtitaivaan ala on suhteellisen pieni koko horisontin rajoittamaan puolikkaaseen verrattuna.  Loppupäätelmänä voimme ajatella näkevämme noin 1 500 tähteä yhdellä kertaa jos tähtitaivas on täysin selkeä ja valosaatetta ei ole lainkaan.

Tilanne muuttuu kaupungeissa ja muilla valosaasteisilla alueilla. Voimme olla tyytyväisiä jos Tampereen Keskustorilla voimme nähdä puolenkymmentä kirkkainta tähteä selkeänä iltana.

Huomautukset

[1] Kirkkausluokkaa 6,5^m pidetään yleisesti paljain silmin näkyvien tähtien rajana. Raja on kuitenkin yksilöllinen silmien kunnosta ja ominaisuuksista johtuen. Myös havaintopaikalla on merkitystä; korkealla vuoristossa voimme nähdä helposti paljon himmeämpiä (jopa 7,5^m) tähtiä kuin merenpinnantasolla.

Komeetta ISON on vihreä

Kuvan komeetasta nappasi Hubble.
Se on otettu mustavalkoisena ja
värjätty kuvankäsittelyssä.
Kuva Nasa/HST.

Jännityksellä seuraamamme komeetta C/2012 S1 (ISON) näyttää olevan väriltään vihreä. Väri on seurausta lähinnä kahdesta valoa emittoivasta kaasusta: syaanista (CN) ja kaksiatomisesta hiilestä (C₂). Komeetta on vielä liian himmeä näkyäkseen paljain silmin, arvioitu kirkkaus tällä hetkellä on noin 11^m vaikka hajontaa havainnoissa on vielä runsaasti.

Tuoreet havainnot ovat varmistamassa, että ensihavaintojen perusteella tehdyt kirkkausarviot olivat liian optimistisia 1–2 kirkkausluokkaa (magnitudia). Sen sijaan perihelin aikainen kirkkaus näyttäisi kasvaneen ainakin jonkin verran, saavuttaen maksimissaan noin –11^m. Jos tämä toteutuu, niin silloin komeetta olisi helposti nähtävissä päiväaikana vaikka kirkas auringonkilo häikäisee. Tämä kuitenkin on hyvin paljon kiinni siitä, millainen havaintopaikan säätila ja ilmakehän olosuhteet ovat. Utuinen tai yläpilvinen sää hukuttaa taakseen helposti koman, mutta täysin kirkas ja kuulas sää tuo komeetan näkyviin.

Perihelipäivä 28.11.

Päivän aamuna kaikki komeettabongarit odottavat näkevänsä erityisen hienon komeetan nousevan horisontista hieman ennen kello 9 (Tampereen horisontin mukaan). Jos komeetan pyrstö on kehittynyt hyvin ja on kirkas, se voi nousta horisontista tunteja ennen koman nousua. Onko itse pyrstö riittävän kirkas näkyäkseen, onkin sitten jo kokonaan toinen juttu sillä horisontti on ennen auringonnousua hyvin kirkas. Joka tapauksessa kello 7.30 aikoihin pyrstö suuntautuu noin 45° kulmassa komeetasta vasemmalle kohti kappa Ophicus -tähteä Käärmeenkantajassa.

Tuntia myöhemmin komeetta ja Aurinko ovat vielä horisontin alapuolella ja taivas liian valoisa pyrstön näkymiselle. Kello 9 aikaan komeetta on juuri ja juuri horisontin yläpuolella ja Aurinko vielä horisontin alapuolella. Tällöin komeetan koman pitäisi näkyä selvästi. Jos pyrstöä on näkyvissä, niin se kohoaa horisontista vasemmalle kallistuen.

Kuinka komeetta näkyy ensimmäisten aamun tuntien jälkeen, kaikki on kiinni itse komeetan kehityksestä. Jos koma pysyttelee kirkkaana, havaitsemisen päivän aikana voi olla helppoa. Jos taas kirkkaus putoaa hyvin nopeasti, komeetan näkyminen ei ole lainkaan varmaa.

Marraskuun 28.päivän ilta palauttaa komeetan näkyville auringonlaskun (kello 15.15) jälkeen. Jos komeetta on noudattelee ennustettua kirkkautta, sen pitäisi tulla näkyville viimeistään noin puoli tuntia auringonlaskun jälkeen.  Komeetta on tällöin vain alle puolen asteen korkeudessa ja pyrstö suuntautuu ylös oikealle lounaisessa horisontissa. Kovin pitkään komeetta ei kuitenkaan pystytä havaitsemaan sillä se painuu horisontin alapuolelle muutamassa minuutissa (kello 15.51).

29.11.

Seuraavana aamuna ennustettu komeetan kirkkaus kertoo olevan sen verran himmeä, että se ei paljain silmin (eikä kaukoputkellakaan) näy kirkkaalta aamutaivaalta. Tosin, ennuste on tässä kohdassa kaikkein epävarmin ja näkyminen riippuu koman kirkkauden kehityksestä. Oma arvaukseni on, että koma on näkyvissä joskin himmeänä.

Iltapäivällä kello 15.48 aikoihin komeetan pitäisi ilmaantua näkyville länsilounaassa noin parin asteen korkeudella.  Komeetta painuu kuitenkin horisonttiin jo kello 16.12, joten kovin pitkään havaintoja siitä ei pystytä vielä tekemään. Kirkkautta komeetalla on ennustettu olevan 0,4^m.

30.11.

Komeetta voi yrittää havaita aamutaivaalta. Se kohoaa horisontista kello 7.46 ja on kirkkaudeltaan 1,2^m. Tällöin se voi näkyä noin tunnin veran huolimatta kaiken aikaa kirkastuvasta taivaasta.

Iltataivaalle se ilmaantuu kello 15.45 hieman alle neljän asteen korkeuteen läntisessä horisontissa. Komeetan kirkkaus on noin 1,5^m ja se laskee horisonttiin noin 40 minuuttia myöhemmin.

1.12.

Komeetta on himmentynyt ja nyt sen kirkkaudeksi arvioidaan 2^m. Se on kuitenkin sen verran riittävä, että komeetan nousun horisontin yläpuolelle voi nähdä itä-kaakkoisesta horisontista kello 7.23 aikoihin. Näkyvissä sen pitäisi pysytellä arviolta reilun tunnin verran. Pyrstö kohoaa suoraan ylöspäin.

Iltapäivällä komeetta tulee näkyväksi suunnilleen samoihin aikoihin kuin edellisenä päivänä. Korkeutta on noin viisi astetta ja pyrstö suuntautuu noin 45 asteen kulmassa ylös oikealle. Komeetan kirkkaus on kuitenkin pudonnut jonkin verran (2,2^m) joten sään täytyy olla edelleen kirkas ja kuulas.

Kuten monet kerrat olen painottanut, komeetan kirkkauden kehitystä on vaikea arvioida. Erityisen vaikeaa se on auringonhipojille, sillä ne voivat kadota kokonaan perihelin aikana tai jopa ennen sitä. Ne jotka selviävät periheliohituksesta, voivat himmetä nopeasti (kuten tämä ISONin odotetaan tekevän). Toisaalta, komeetan absorboima lämpö voi saada aikaan yllättäviä purkauksia jopa pitkän ajan kuluttua periheliohituksesta. Näin ollen kaikki kirkkausennusteet ovat hyvin spekulatiivisia ja perustuvat oletukseen, että komeetta käyttäytyy kuten komeetat keskimäärin. Niin myös tässä artikkelissa ja blogissa. Jos poikkeamia tapahtuu, toivottavasti ne ovat kirkkaampaan suuntaan.

Komeetta C/2012 S1 (ISON)

Komeetan kirkkauden kehitys ja ennuste
Nasan kokoamien tietojen perusteella.
Kuva Nasa.

Syyskauden odotetuin vierailija on varmasti komeetta C/2012 S1 (ISON), josta on ennustettu tulevan vuosisadan komeetta – mitä nyt sillä sitten tarkoitetaankaan. Komeetta on siis lähestymässä aurinkokuntamme sisäosia pohjoiselta tähtitaivaalla ja näin ollen sitä voitaisiin sään salliessa havaita jopa ennen periheliä. Komeetta vain on hyvin himmeä ennen Auringon lähiohitusta.

Komeetan kirkkauden kehityksessä on ollut tasannevaihe tämän vuoden puolella, ja se on jatkunut aina elokuun loppupuolelle asti. Tällöin komeetan kirkkaus on ollut noin 16^m tietämillä. Kesällä havaintoja komeetasta ei pystytty tekemän ja elokuun lopulla alkanut havaintokaudella kirkkausarviot ovat jakaantuneet hyvin laaja-alaisesti useamman kirkkausluokan alueelle. Nasan kokoamien tietojen mukaan komeetan kirkkaus on arvioitu 16^m–13^m välille.

Komeetan kokoa arvioitaessa voidaan käyttää siitä vapautuneen pölymäärän suhdetta samalla etäisyydellä Auringosta olevan keskiarvoisen komeetan vapauttamaan pölymäärään nähden. Tutkijat käyttävät tieteellisesti määritettyä Afrho-arvoa arvioidessaan vapautunutta pölymäärää.  Tähän asti tehtyjen arvioiden mukaan komeetta ISON on jonkin verran aktiivisempi kuin komeetat keskimäärin.

Verrattuna vuoden 1997 keväällä hienosti näkyneeseen Hale-Bopp-komeettaan (C/1995 O1) ISON-komeetan Afrho-arvo on jonkin verran pienempi. Tämä ei liene mikään yllätys, sillä Hale-Bopp on toistaiseksi tunnetuista komeetoista suurin. Hale-Boppin arveltiin olevan kaksiosainen. Tätä ei suoraan nähty, mitta havaintoja analysoimalla päädyttiin tällaiseen tulokseen. Sen pääytimen kooksi arvioitiin noin 70 km ja sitä noin 180 km etäisyydellä kiertäneen sivuytimen koko oli 30 km luokaa. Hale-Bopp-komeetan rakenne on poikkeuksellinen, eikä ole mitään syytä olettaa ISON-komeetan olevan rakenteellisesti vastaavanlainen.

Komeetan näkyminen

Komeetan etsintäkartta
loka–marraskuulle.
Piirros Kari A. Kuure.

Tällä hetkellä komeetta ISON on siirtynyt Leijonaan ja näkyy lähellä Marsia. Kulmaetäisyys näiden kahden kohteen välillä on hieman yli 2 astetta. Komeetta kohoaa horisontin yläpuolelle hieman ennen kello 2 aamulla ja tilanne pysyy muuttumattomana aina lokakuun puoliväliin asti samanlaisena. Tämän jälkeen komeetan nousu siirtyy muutaman minuutin myöhäisemmäksi aamu aamulta kunnes talviaikaan siirtymisen myötä se palaa tapahtuvaksi ennen kello 2:ta.

Parhaimpien arvioiden mukaan komeetta tulee paljain silmin näkyväksi vasta joulukuussa marraskuun 28.päivän jälkeen tapahtuneen periheliohituksen jälkeen. Komeetan radan periheli sijaitsee noin 0,012 au (noin 1,1 miljoona kilometriä) Auringosta.

Komeetan elongaatio on suurin lokakuun loppupuolella, 19.–24.10 välillä se on kaikkein suurin jolloin se saavuttaa noin 53°. Samaan aikaan komeetan kirkkaus on 9,3^m–8,8^m, joten riittääkö se komeetan näkemiseen? Valokuvaamalla komeetta pitäisi olla hyvin havaittavissa.

Tarkastellaan tilannetta lokakuun viimeisellä puoliskolla. Ilmoitetut nousuajat ovat Tampereen horisontin mukaan laskettuja. Muille paikkakunnille nousuajat hieman vaihtelevat (idässä aikaisemmin, lännessä myöhemmin), mutta tuskin komeettaa aivan horisontista edes havaitaan, ainakaan ennen kuin se mahdollisesti tulee paljain silmin näkyväksi.

25.9.

Komeetta ISON siirtyy Leijonan tähdistöön ja sen kulmaetäisyys Marsiin on hieman alle 2 astetta. Komeetan kirkkaus on arviolta 11,2^m.

15.10.

Komeetta on Leijonassa ja hyvin Lähellä Mars-palaneetta. Komeetta voi etsiä Marsin pohjoispuolelta (ylävasemmalle) noin 1° etäisyydeltä. Komeetta nousee heti kello 2 jälkeen ja sen kirkkaus on 9,9^m. Mars ja Regulus ovat noin 35’ etäisyydellä toisistaan, joten ne voivat toimia mittatikkuna visuaalisesti komeetta etsittäessä.

16.10.

Komeetan nousuaika on siirtynyt viitisen minuuttia myöhemmäksi. Komeetan ja Marsin välinen kulmaetäisyys on lyhyin, hieman alle yhden asteen. Molemmat kohteet liikkuvat kohti kaakkoon, joten ne ovat siirtymässä päivä päivältä Reguluksen itäpuolelle. Kohteet muodostavat suoran linjan, joka on helpottamassa visuaalihavaitsijoita komeetan etsimisessä. Komeetan kirkkaudeksi arvioidaan 9,6^m.

17.10.

Komeetta nousee kello 2.11. Nyt se ja Mars ovat suoraan Reguluksen kanssa samalla korkeudella. Komeetta on suunnilleen saman matkan etäisyydellä Marsista itään kuin mitä Mars on itään Reguluksesta.

18.10.

Nousuajan siirtyminen on hieman hidastunut ja nyt komeetta nousee kello 2.13. Komeetta ja Mars ovat Reguluksen itäpuolella, komeetan ja Marsin kulmaetäisyys on edelleen noin 1°.

19.10.

Komeetta nousee itä-koillisesta kello 2.15 (tarkista aika omalle havaintopaikallesi!), jolloin komeetan ja Marsin välinen kulmaetäisyys on vain 1° 18’. Regulukseen on etäisyyttä 4°, komeetta on kummastakin itää(vasemmalle). Auringonnousuun on aikaa kuutisen tuntia, joten taivas on edelleen niin pimeä kuin se voi olla ja kirkkaalla säällä komeetan 9,3^m kirkkaus pitäisi riittää helposti sen näkemiseen jopa kiikareilla. Kyseessä on kuitenkin pintakohde, joten varminta on käyttää sen etsintään goto-jalustaa.

Komeetta kohoaa horisontin yläpuolelle aamun tunteina ja kello 4.30 aikoihin se on jo 15° korkeudella, joten nyt voisi olla valokuvaamisen paikka. Aamun tunnit ovat yleensä parasta valokuvaamisena aikaa jos sää on kirkas ja tuuleton.  Havainto ja valokuvauspaikkaa kuitenkin on syytä miettiä, sillä matalalla oleva inversiokerros voi kerätä savut juuri samalle korkeudelle ja näkyvyys voi tällaisessa tapauksessa olla hyvinkin heikko.

Komeetta voi havaita aina aamuhämärään asti, jolloin se katoaa hiljalleen kirkastuvan taustataivaan valoisuuteen.

20.10.

Komeetta nousee noin kello 2.18. Kulmaetäisyys Marsiin on hieman kasvanut, nyt se on 1° 33’. Komeetta on hieman kirkastunut edellisestä aamusta.

21.10.

Komeetta nousee kello 2.21 ja sen kirkkaus on 9,2m. Kulmaetäisyys Marsiin on 1° 33’ ja nyt komeetta on suoraan Marsin itäpuolella.

22.10.

Komeetan ja Marsin välinen kulmaetäisyys kasvaa nyt ripeää tahtia. Tänä aamuna se on 1° 45’. Komeetta nousee kello 2.24.

23.10.

Kulmaetäisyys Marsiin on jo 2° 13’. Komeetan kirkkaus on 8,9^m, joten sen pitäisi nyt olla jo helpohko kiikarikohde.

24.10.

Kulmaetäisyys Marsiin on 2° 28’ ja nyt komeetta sivuuttaa eteläpuolelta Leijonan tähdistön galaksiryhmän: M95, M92, M105, NGC 3384 ja NGC 3389. Ne kaikki ovat komeettaa himmeämpiä mutta lähes pistemäisinä kohteina suhteellisen helposti havaittavissa riittävän valovoimaisella kaukoputkella.

25.10.

Komeetan nousuaika on kello 2.34, ja se sijaitsee edelleen Leijonassa, tunnetun ”makaavan leijonan” kuvion eteläpuolella.

26.10.

Komeetan kirkkaus on 8,6^m ja suunta kaakkoon.

31.10.

Komeetta on edelleen kirkastunut ollen nyt noin 8^m. Nyt ollaan talviajassa ja komeetta nousee kello 2.03.

2.11.

Komeetta on siirtynyt Leijonan takajalan kohdalle, ja nousee kello 2.16. Kirkkaus on 7,7^m.

5.11.

Komeetta on nyt Neitsyen tähdistössä ja nousee kello 2.39. Komeetta näkyy noin 7,2^m kirkkaudella.

9.11.

Komeetta nousee horisontista kello 3.18 ja sen kirkkaus on noin 6,6^m.

13.11.

Komeetta on nyt Poriman eteläpuolella, kulmaetäisyys on noin 3° 50’. Kirkkaus on 5,9^m ja komeetta nousee kello 4.09. Elongaatio on pienentynyt jos niin paljon (alle 40°), että havaintoaikaa ennen aamuhämärää on noin tunnin verran.

17.11.

Komeetta kulkee Neitsyen alfa-tähden, Spican, ohi hyvin läheltä, kulmaetäisyys on vain 16’ (kaariminuuttia). Valitettavasti tämä tapahtuu kello 14.30 aikoihin, jolloin Suomessa on päiväaika eikä havaintoaj pystytä tekemään. Illan pimentyessä etäisyyttä on jo jonkin verran enemmän, mutta näyttäviä valokuvia kohdeparista on vielä mahdollista ottaa.

18.11.

Vain 10 vrk perihelin ohitukseen. Komeetan elongaatio on alle 30°, joten aamulla alkaa olla liian valoisaa komeetan näkymiseen. Komeetan kirkkaus on kuitenkin jo 4,7^m, joten sitä voisi yrittää havaita vielä aivan horisontista heti nousun jälkeen. Komeetan nousu tapahtuu kello 5.35.

Linkki

Nasan komeetta ISON havaintokampanjan nettisivut, www.isoncampaign.org/