Betelgeusen kumppanitähti varmistui

KAK – Orionin punainen ylijättiläinen Betelgeuse on ollut tähtitieteen harrastajien keskuudessa puheenaiheena jo vuosia. Muistattehan varmasti "Suuren himmennyksen" vuosina 2019 – 2020, kun tähden kirkkaus laski dramaattisesti. Laajasti, niin asiantuntijoiden kuin harrastajien keskuudessa aprikoitiin sitä, että onko tähti räjähtämässä supernovana.

Kaaviokuva Betelgeusesta ja sen kumppanitähden aiheuttamasta vanavedestä ja peräaallosta. Kumppanitähtien kiertorata, noin 2,3 R⋆, on merkitty sinisellä katkoviivalla. Se on selvästi Mg II -emission kokonaislaajuuden sisällä, joka ulottuu 6,4 R⋆:een ja se on merkitty oranssilla värillä. Kun sitä havainnoidaan eri vaiheissa nuolien suuntaisesti, laajeneva vanavesi voidaan havaita erilaisena tai olla havaitsematta. Kuva on lähteenä käytetystä tutkimuksesta, A.H. Szentgyorgyi.

Tutkimuksissa lopuilta paljastui se, että Betelgeuse oli vain pölläyttänyt tavallista laajemman ja tiheämmän ainepilven, joka aiheutti tähden kirkkauteen merkittävä heikkenimisen.

Vaikka räjähdystä ei ole toistaiseksi nähty, Betelgeuseella riittää yhä mysteerejä. Äskettäin julkaistu tuore tutkimus (tammikuu 2026) on nyt vahvistanut asian, jota on epäilty pitkään: Betelgeuse on kaksoistähti.

Betelgeusen kumppanitähdelle on nyt annettu nimi Siwarha. Nimi on peräisin arabiasta ja kunnioittaa alkuperäistä nimeä "Ibt al-Jauzah". Tähden olemassaolo selittää tähden oudon käyttäytymisen, joka on näkynyt erityisesti spektreissä.

Havainnot viittaavat siihen, että Siwarha kiertää hyvin lähellä emotähteään. Etäisyys Betelgeusen pinnasta on vain noin 2,3 tähden sädettä (R⋆). Tämä on merkittävä löytö: ottaen huomioon, että Betelgeusen kromosfääri eli kaasukehä ulottuu huomattavasti pidemmälle, kumppanitähti ei liiku vain tyhjässä avaruudessa, vaan Betegeusen kromosfäärissä.

Siwarhan kiertoaika on noin 2109 vuorokautta (5,77 vuota). Tämä jakso täsmää täydellisesti havaittuun pitkään sekundaariseen jaksoon, jota on selitetty aiemmin muun muassa kumppanitähdellä, pölymuodostuksella tai konvektiolla.

Koska Betelgeuse on niin valtava ja kirkas, suora kuvaaminen sen pienemmästä ja himmeästä kumppanista on äärimmäisen vaikeaa. Siksi tutkijat ovat luottaneet spektroskopiaan.

Tutkimuksessa (Dupree et al.) analysoitiin Betelgeusen optisia ja ultravioletti spektriviuvoja vuosien varrelta. Tulokset ovat erittäin mielenkiintoisia:

·         Mn I -viivat: Optisessa alueessa näkyvät kapeat Mn I-viivat osoittavat absorptiota. Tutkijat huomasivat selkeän rytmin: absorptio oli heikoimmillaan, kun Siwarha kulki Betelgeusen edessä (transit). Heti ohituksen jälkeen absorptio voimistui ja saavutti huippunsa, kun Siwarha oli Betelgeusen takana.

·         Massavirtaus: Ultravioletti viivat (kuten Fe II ja Si I) paljastavat, että tähden kromosfäärin kaasun ulosvirtaus kiihtyy heti Siwarhan ohituksen jälkeen.

Kromosfäärissä kulkiessaan Siwarha jättää jälkeensä ”peräaallon”, joka on fysiikaltaan suunnilleen sama kuin veneellä, joka liikkuu vedessä. Veneen perään syntyy vana ja peräaalto (wake).

Koska Siwarha kiertää noin 43 km/s nopeudella, ja ympäröivän kaasun äänennopeus on vain noin 6 km/s, kumppanitähti liikkuu yliäänennopeudella (Mach-luku n. 7). Tämä luonnollisesti vaikuttaa kromosfäärin plasmaan. Siwarhan liike keskittää kaasua sen eteen (kompressio), mutta ennen kaikkea sen taakse muodostuu laajeneva peräaalto.

Kun Siwarha on meistä katsoen tähden edessä, peräaalto on vielä suhteellisen kapea ja piilossa tähden takana. Ohituksen jälkeen aalto laajenee sivuille, ja se peittää yhä suuremman osan Betelgeusen pinnasta. Aallossa oleva tiheämpi kaasu imee valoa, mikä näkyy spektrissä lisääntyneenä absorptiona ja selittää, miksi Betelgeuse himmenee tämän pitkän jakson aikana.

Tämä malli selittää monia Betelgeusen aiemmin arvoituksellisista piirteistä. Tällä hetkellä olemme tilanteessa, jossa Siwarha on Betelgeusen takana (vaihe 0,5). Tutkijat laskevat, että kumppanitähti tulee näkyviin jälleen elokuussa 2027.

Tämä uuden tutkimuksen mukana meillä on nyt vahva spektroskooppinen todiste siitä, että Betelgeusen monimutkainen kaasudynamiikka ohjautuu sen kromosfäärissä piileskelevän kumppanin tahdissa.

Lähde

Tutkimus on julkaistu arXiv-palvelussa 5.1.2026 otsikolla Betelgeuse: Detection of the Expanding Wake of the Companion Star.

 

 

 

Uusi ja hämmästyttävä tutkimustulos Auringosta

Auringon sisäinen rakenne nykykäsityksen mukaan. Kuvaan
on merkitty eri kerrokset ja niissä etenevät helioseismiset
aallot. Kuva ESA/Kari. A. Kuure.

Auringon differentaalinen pyöriminen on tunnettu vuosikymmeniä. Sen sijaan Auringon sisäisten rakenteiden ja niiden pyöriminen on ollut mahdollista havaita vasta pari vuosikymmentä sen jälkeen kun opittiin havaitsemaan ja tulkitsemaan helioseismisiä värähtelyjä (p-waves)^[1]. Uusimman tutkimustuloksen^[2] mukaan nyt on onnistuttu havaitsemaan ja tulkitsemaan vähäisiä kaikuja Auringon ytimessä syntyviä g-moodin helioseisimisiä värähtelyjä Auringon pinnalla.

Tutkimuksen johtajana toimi ranskalaisessa Côte d'Azur Observatory työskentelevä tähtitieteilijä Eric Fossat.  Tutkimusryhmän havainnot perustuvat SOHO-luotaimen keräämiin tietoihin yli 16 vuoden ajalta. Tutkitut g-moodin (g-waves) värähtelyiltä kului aikaa 4 tuntia 7 minuuttia läpäistä Auringon ydin. Tutkimuksen mukaan ytimellä kuluu 7 vrk pyörähtää kerran ympäri.

Pyörimisnopeus on siis 3,8-kertainen verrattuna ekvaattorialueen pyörähdysaikaan, joka on noin 25,05 vrk. Differentiaalisesta pyörimisestä johtuen korkeammilla leveysasteilla pyöriminen on hitaampaa ja navoilla yhteen kierrokseen kuluu noin 34,3 vrk. Aikaisempien tulosten mukaan oletettiin ytimen pyörivän samalla nopeudella kuin napa-alueet.

Ytimen nopea pyöriminen on mitä ilmeisimmin jäännös Auringon syntyajoilla, jolloin juurisyntynyt tähti pyörii hyvin nopeasti itsensä ympäri. Nopea pyöriminen hidastuu protoplanetaarisen kiekon kehittymisen myötä. Tutkimus on tietysti vain yhden tutkimusryhmän tulos, mutta sitä pidetään kuitenkin hyvin luetettavana. Varmentuessaan tuloksella on hyvin suuri merkitys tuleviin tutkimuksiin etenkin erilaisiin helioseimisiin värähtelyihin perustuviin mutta myös magneettikentän ja sen käyttäytymistä käsitteleviin tutkimuksiin. Näyttääkin siltä, että tutkimuksen myötä aurinkotutkijoilla on avautumassa aivan uusi ikkuna selvitellessään tähtemme salaisuuksia.

Huomautukset

[1] Auringossa syntyy kahdenlaisia helioseismisiä värähtelyjä: p-aallot (p-moodi), jotka syntyvät konvektiokerroksessa ja ovat suhteellisen helposti havaittavissa ja g-aallot (g-moodi), jotka syntyvät ytimessä ja eivät varsinaisesti pääse Auringon pinnalle kuin vähäisessä määrässä.

[2] Tutkimus julkaistiin Astronomy & Astrophysics tiedejulkaisussa 1.8.2017 ja löytyy osoitteesta https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2017/08/aa30460-17/aa30460-17.html

Mikä lämmittää Auringon koronaa?

Auringon kromosfäärissä esiintyy monia erilaisia
tapahtumia joista osa on koronaan kuumentavia.
Kuvassa oikealla auringonpilkku, vaaleat alueet
ovat plage-aluita, joissa tapahtuu pieniä
flare-purkauksia, tummat "köynnokset" ovat
filamentteja eli kromosfäärin edessä olevia
prominensseja ja "karvoituksen kaltaiset"
lyhyet tummat alueet ovat spiguloita, eli
Auringosta kohoavia plasmasuihkuja, joiden
on ajateltu osaltaan lämmittävän koronaa.
Kuva © Kari A. Kuure.

Tutkijat ovat yrittäneet selvittää jo 1940-luvulta alkaen Auringon koronan korkean lämpötilan salaisuutta. Auringon efektiivinen lämpötila on hieman alle 6000 K mutta samaan aikaan koronan lämpötila on jopa useita miljoonia Kelvin-asteita. Mistä lämpö koronaa tulee?

Vuosien varrella tutkijat ovat kehittäneet useita erilaisia malleja koronan lämmittämiseen. Ongelma vain on ollut, että koronan muodostama plasma^[1] on hyvä lämmönjohdin ja näin ollen lämpö jakautuu nopeasti ja tasaisesti koko koronaan, vain Auringon etäisyyden muuttuessa lämpötila näyttää myös muuttavan.

Tutkijat ovat arvioineet, että koronan korkean lämpötilan aiheuttajia olisikin useita erilaisia prosesseja. Laajan kannatuksen näistä malleista on saanut plasma-aallot, jotka kohoavat alemmista Auringon pinta-alueen kerroksista koronaan mutta romahtavat sitten alas.  Samalla kuitenkin plasma-aaltojen sisältämä energia jäisi koronaan.

Toisessa mallissa Auringossa tapahtuvat pienet flare-purkaukset^[2] lämmittäisivät koronaa. Pieniä flare-purkauksia on lukumääräisesti paljon, joten niiden ympäristöään lämmittävä teho nousee helposti hyvin suureksi. Näitä pieniä flare-purkausten aikaansaamaa lämmitystä tutkija nimittävät ”lämpöpommeiksi”.

NASA laukaisi kesäkuussa^[3] 2013 uuden Aurinkoa havaitseva Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) avaruusobservatorion, joka pystyy tekemään aikaisempaa suuremmalla erotuskyvyllä havaintoja Auringosta. IRISn havaintojen mukaan kromosfäärin ja koronan välisessä siirtymäkerroksessa^[4] nähdään kuuman plasman liikkuvan ylös ja alas pitkin koronan magneettikenttää. Havainto on yhteensopiva Oslon yliopistossa kehitetyn ”lämpöpommi”-mallin kanssa.

Tutkijat kuitenkin korostavat sitä, että havainnoilla ei suljeta pois muita koronan lämpötilan selitykseksi kehitettyjä malleja ja mekanismeja. Tämä voidaan tehdä vain lisätutkimuksen ja havaintojen avulla.

Huomautukset

[1] Plasma on kaasua, jonka atomit ovat menettäneet osan tai kaikki elektroninsa. Ilmiö tunnetaan ionisoitumisena. Auringon plasma on suurelta osin vetyä (yksi elektroni) ja heliumia (kaksi elektronia) mutta näiden lisäksi siinä on hyvin pieniä määriä raskaampia alkuaineita. Raskaammat alkuaineet eivät ole täysin ionisoituneita, vaan atomi ovat säilyttäneet osan elektroneistaan.

[2] Flare-purkaus syntyy kahden erillisen magneettivuon iskeytyessä yhteen, syntyy ”magneettinen oikosulku”, joka vapauttaa ympäristöönsä huomattavan määrän magneettikentän sisältämästä energiasta. Energia poistuu purkauskohdasta laajakirjoisena sähkömagneettisena säteilynä (gammasäteilystä infrapunasäteilyyn ja radioaaltoihin asti). Suurin osa tästä sähkömagneettisesta säteilystä imeytyy ympäristön plasmaan, kuumentaen sen hyvin korkeaan lämpötilaan. Tutkijoiden mukaan ympäristön plasman lämpötila voi kohota jopa 20 miljoonaan Kelvin-asteeseen. Pienen flare-purkauksen tapauksessa ”lämpöpommi” laajenee ja katoaa näkyvistä hyvin nopeasti, jolloin lämmitysvaikutus näyttäisi olevan tasaista.

[3] 27.6.2013

[4] Auringon ”pinta” muodostuu useasta eri kerroksessa, joiden lämpötila ja tiheys vaihtelevat hyvin suuresti. Pintana näkemämme kerros on fotosfääri, jonka paksuus on noin 500 km. Kerroksen lämpötila alaosassa on noin 8000 K ja yläosassa vain noin 4500 K. Kerros säteilee suurimmaksi osaksi näkyvää valoa.

Fostosfäärin yläpuolella on kromosfääriksi nimetty kerros. Sen paksuus on myös noin 500 km ja lämpötila kohoaa 4500 K:stä noin 6000 Kelviniin. Kerroksen säteilemä valo on osaksi näkyvällä aallonpituusalueella. Erityisen voimakas säteily on 656,3 nanometrin aallonpituudella. Plasma on kuitenkin niin harvaa, että näkyvän valon kirkkaus on vähäinen, joten se voidaan nähdä vain täydellisen auringonpimennyksen aikana vaaleanpunaisena hehkuna tai erikoiskaukoputkilla.

Kromosfäärin yläpuolella on noin 2000 km paksuinen siirtymäkerros, jossa lämpötila kohoaa noin 6 000 Kelvinistä noin 30 000 Kelvin-asteeseen. Tästä kerroksesta lähtevää sähkömagneettista säteilyä voimme havaita vain avaruusteleskoopeilla ja hyvin kapeakaistaisilla aallonpituusalueilla.

Siirtymäkerroksen yläpuolella sitten onkin jo korona, jonka lämpötila voi olla 4 000 000 K. Koronan voimme nähdä täydellisen auringonpimennyksen aikana, jolloin sen kirkkaus vastaa suunnilleen täysikuuta. Muulloin se peittyy fotosfäärin kirkkauteen, joka on noin 10 miljoonaa kertaa kirkkaampi.

Tähtiharrastajan tähtitaivas: Aurinkoa havaitsemaan

Aurinko laajakaistaisesti. Auringon
fotosfäärissä näkyviä pilkkuryhmiä
oli epätavallisen paljon kuvaa
otettaessa. Numerointi on
kansainvälinen tapa merkitä
Auringon aktiiviset alueet.
Kuva Kari A. Kuure.

Monikaan ei tule ajatelleeksi Aurinkoa tähtenä. Todellisuudessa se on aivan tavallinen tähti, jonka kaltaisia Linnunradassa on kymmeniä miljardeja. Kooltaan Aurinko sijoittuu suurimpien tähtien joukkoon noin 95 % kohdalle silloin, kun jonoon asetetaan kaikki tähdet. Sen sijaan Aurinko on hyvin pieni, jos jonoon otetaan vain yksi tähti kustakin kokoluokasta. Pienimmät tähdet ovat massaltaan vain 1/10 ja suurimmat 100× Aurinkoon nähden.

Auringon etu on siinä, että se on hyvin lähellä tähtitieteellisenä kohteena. Sen kirkkaus on riittävä, jotta havaintolaitteena voidaan käyttää hyvinkin pieniä kaukoputkia ja tästä syystä se on myös useimpien tähtiharrastajien teknisen osaamisen ja taloudellisten resurssien mahdollistavissa rajoissa. Havaintokohteena Aurinko on myös hyvin dynaaminen, se muuttuu kaiken aikaa, joten havaittavaa riittää.

Perinteinen tapa havaita ja valokuvata Aurinkoa on käyttää sopivaa suodatinta kaukoputkessa. Suodattimen tarkoitus on himmentää auringonvalon kirkkaus silmille ja kameroille sopivaksi. Oikea suodin poistaa myös erittäin vahingolliset infrapuna- ja ultraviolettisäteilyn, jotka voisivat vaarantaa havaitsijan näkökyvyn ja kalliit kamerat.

Oikea suodatin on joko kaupallisesti saatavissa olevia lasisia aurinkosuodattimia tai itse tehtynä Astrosolar-kalvosta (Baader Planetarium) hieman kevyempi mutta yhtä turvallinen suodin.  Suodin toimii laajakaistaisesti, eli se läpäisee näkyvän valon aallonpituudet. Tällöin havaintokohteina ovat yleensä auringonpilkut, niiden määrä, koko ja vaihtelevuus.

Auringon kromosfääri on havaitsijalle
hyvin mielenkiintoinen monine
ilmiöineen ja tapahtumineen. Kuvassa
on näkyvissä kaikki tekstissä mainitut
ilmiöt. Kuva Kari A. Kuure.

Nykyisin ei ole kuitenkaan pakko tyytyä laajakaistaiseen havaitsemiseen, sillä markkinoille on tullut useiden eri valmistajien tekemiä aurinkokaukoputkia.  Niiden läpäisemä kaistanleveys on hyvin kapea, yleensä alle 0,08 nm (nanometriä). Yleisemmin käytetään 656,28 nm aallonpituutta, jota kutsutaan vedyn alfaviivaksi (H-alfa) vedyn säteilemän valon Balmerin sarjassa. 

Toinen vaihtoehto on Ca-K -suodin, jonka läpäisemä aallonpituuskaista on 0,24 nm levyinen 393,4 nm aallonpituudella. Ca-K-suodatusta voidaan kuitenkin käyttää vain valokuvaamiseen.

Vety-alfa-kaukoputkilla havaintoja (visuaalisesti ja valokuvaten) tehdään Auringon kromosfääristä. Kerros on eniten valoa säteilevän fotosfäärin yläpuolella ja sen lämpötila vaihtelee noin 6 000 – 10 000 K välillä. Kuuminta on kromosfäärin yläreunassa. 

Kaukoputkella näkyviä ilmiöitä ovat auringonpilkut, prominenssit, filamentit, flaret ja spigulat. Oheisissa kuvissa on esitetty esimerkkejä näistä ilmiöistä.

"Potretti" Auringon reunalla näkyneistä
prominensseista. Kuva Kari A. Kuure.

Jos kiinnostuit katselemaan tai vaikkapa valokuvaamaan Aurinkoa hieman tavallisuudesta poiketen, otapa yhteyttä lähimpään tähtiharrastusyhdistykseen!  Nykyisin aika monella yhdistyksellä on käytössään ainakin pienehkö aurinkokaukoputki, jonka avulla saa jonkinlaisen käsityksen mitä kaikkea Auringossa on oikein tapahtumassa. Ja älä unohda Taivaanvahtia (taivaanvahti.fi), siellä julkaistaan lähes päivittäin kuvia Auringossa esiintyneistä ilmiöistä.