Uusiutuvan novan T CrB purkaus lähestyy

Thüringenin osavaltion observatorio (Saksa) on havainnut^[1] aktiivisesti uusiutuvaa novaa T Corona Borealista (T CrB). Se on purkautunut noin 80 vuoden syklillä ja viime vuonna havaittiin sen kirkkauden himmeneminen. Historiallisesta datasta selviää, että himmeneminen on ennakkomerkki tulevasta purkauksesta. Purkauksen odotettiin tapahtuvan viime vuoden lopulla, mutta purkauksesta ei ole ollut mitään havaintoja.

Nyt, parin viime viikon aikana, Thüringenissä on havaittu H-alfa (656,0 nm) ja H-beeta (486,0 nm) aallonpituuksilla spektriviivojen merkittävää kirkastumista. Kirkastumisen huiput ovat viimeisten havaintojen mukaan noin viisinkertaisia perustasoon nähden. Spektriviivojen efektiivinen leveys on kaksinkertaistunut tammikuun loppupuolen ja helmikuun alkupuolen välisenä aikana. Vastaavaa kirkastumista ei kuitenkaan ole havaittu nova visuaalisessa kirkkaudessa.

H-alfa spektriviivat osoittavat merkittäviä muutoksia, jotka johtuvat lähestyvästä novapurkauksesta. Vastaavia muutoksia on havaittu monella muulla aallonpituudella. Kuva Thüringenin osavaltion observatorio.

 

Novan emissiospektrissä on edellisten tapahtumien lisäksi havaittu spektriviivoja, joiden esiintyminen edellyttää vähintään 40 000 K lämpötilaa. Nämä He I (587,56678 nm) ja He II (476,86 nm) spekriviivat ovat peräisi kertymäkiekosta. Näyttääkin siltä, että kertymäkiekossa on tapahtunut tiivistymistä, nopeuden kasvua ja lämpötilan nousua. Nämä tapahtumat myös ennakoivat lähestyvää purkausta.

Kevätkausi 2025

Corona Borealis -tähdistö sijaitsee korkealla pohjoisella tähtitaivaalla ja osa siitä on sirkumpolaarinen, siis osa siitä ei laske horisontin alapuolella lainkaan. T CrB sijaitsee kuitenkin tähdistön eteläosassa ja tästä syystä se käväisee horisontin alapuolella noin kolmen tunnin ajan, joka vuorokausi. Vuoden ajasta sitten riippuu se, milloin tämä tapahtuu.

Helmikuussa T CrB on korkeimmillaan (transit) on aamun tunteina. Korkeimmillaan nova on aina 54,3° korkeudessa. Helmikuussa se on riittävän korkealla novahavaintoja ajatellen aamuyön aikana, jolloin astronomista pimeyttä riittää noin kello 6 asti.

Maaliskuussa korkein hetki on siirtynyt pari tuntia aikaisemmaksi, joten havaintoja voisi aloitella alkaen kello 3 aikoihin. Toki sitä voi havainnoida koko yön.

Huhtikuussakin riittää vielä pimeitä öitä ainakin Etelä-Suomen alueella. Tampereella astronominen pimeys päättyy 17.4. päivän tienoilla ja Helsingissäkin 21.4. aikoihin. Novan on korkeimmillaan aamuyön tunteina ja havainnot voisi ajoittaa jo puoliltaöin alkavaksi.

Toukokuussa yötaivas on vaalentunut merkittävästi. Astronominen hämärä päättyy Tampereella 6.5. ja Helsingissä 11.5. Astronomisen hämärän aika on kyllä vielä riittävän pimeä, jotta nova näkynee paljain silmin, jos se saavuttaa ennustetun m_v=2 kirkkauden. Silloin sitä kuitenkin täytyy havaita sen ollessa korkeimmillaan, sillä ilmakehä vähentää kohteiden näkyvää kirkkautta jopa Dm_v= 1,5. Nova on kuitenkin horisontin yläpuolella koko lyhyen yön ajan, joten havainnot voisi ajoittaa yön pimeimpään hetkeen puoliltaöin alkavaksi.

Kesäyöt ovat liian valoisia muualla kuin aivan etelärannikolla, jotta novaa voisi havaita. Kesäkuussa nova on korkeimmillaan jo ennen vuorokauden vaihtumista, joten ajoittamalla havainnot yön pimeimmille tunneille, niin etelärannikolla siitä ehkä voisi tehdä havaintoja ainakin alkukuusta.

 

Lisää luettavaa

Tässä artikkelissa on kerrottu T CrB:sta perusteellisemmin

Kerran elämässä: T Coronae Borealis kirkastuu lähiaikoina

 

Viitaukset

[1] Observatoriossa tässä käytössä on ollut Alfred Jensch teleskooppi, jonka pääpeilin halkaisija on 2 metriä.

Webbin tekemät havainnot ensimmäisestä eksoplaneetastaan

Tutkijat ovat vahvistaneet[1] eksoplaneetan olemassaolon NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskoopin avulla ensimmäistä kertaa. Tunnuksen LHS 475 b saanut planeetta on lähes täsmälleen samankokoinen kuin omamme, sen halkaisija on noin 99 % Maan halkaisijasta.

Taiteilijan näkemys eksoplaneetasta. Kuva NASA/ESA/CSA.

Tutkimusryhmää johtavat Kevin Stevenson ja Jacob Lustig-Yeger, molemmat Johns Hopkinsin yliopiston sovelletun fysiikan laboratoriosta Laurelissa, Marylandissa. Tiimi päätti tarkkailla tätä kohdetta Webb-teleskoopilla tarkistettuaan huolellisesti NASAn Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) -satelliitin tiedot, jotka vihjasivat planeetan olemassaoloon. Webbin lähi-infrapunaspektrografi (NIRSpec) havaitsi planeetan helposti ja selkeästi vain kahdella ylikulkuhavainnolla. "Ei ole epäilystäkään siitä, että planeetta on olemassa, Webbin tarkat tiedot vahvistavat sen”, Lustig-Yager sanoi.

"Nämä ensimmäiset havaintotulokset Maan kokoisesta kiviplaneetasta avaavat oven monille tulevaisuuden mahdollisuuksille tutkia kiviplaneettojen ilmakehää Webbin kanssa", myönsi Mark Clampin, NASAn Washingtonin päämajan astrofysiikan osaston johtaja. "Web tuo meidät yhä lähemmäksi uutta ymmärrystä Maan kaltaisista maailmoista Aurinkokunnan ulkopuolella, ja tehtävä on vasta alkamassa."

Webbin havaintojen perusteella laadittu tähden kirkkauskäyrä, jossa näkyvä "kuoppa" paljastaa planeetan ylikulun, sekä sen halkaisijan. Kiertoaika puolestaan voidaan määrittää toistuvien ylikulkujen perusteella. Tähden massan ja kiertoajan perusteella voidaan laskea planeetan etäisyys tähdestä ja planeetan massa. Kuva NASA/ESA/CSA.

Kaikista toimivista kaukoputkesta vain Webb pystyy karakterisoimaan Maan kokoisten eksoplaneettojen ilmakehän. Ryhmä yritti arvioida, mitä planeetan ilmakehässä on analysoimalla sen siirtospektriä. Vaikka tiedot osoittavat, että tämä on Maan kokoinen kiviplaneetta, he eivät vielä tiedä, onko sillä ilmakehää. "Observatorion tiedot ovat kauniita", sanoi Erin May, myös Johns Hopkinsin yliopiston soveltavan fysiikan laboratoriosta. "Kaukoputki on niin herkkä, että se havaitsee helposti useita molekyylejä, mutta emme voi vielä tehdä lopullisia johtopäätöksiä planeetan ilmakehästä."

Vaikka tiimi ei voi päätellä tarkasti, mitä on havaittu, he voivat ehdottomasti sanoa, mitä ei ole. "Voimme sulkea pois joitain ilmakehätyyppejä", Lustig-Yager selitti. "Sillä ei voi olla paksua metaani-ilmakehää, joka on samanlainen kuin esimerkiksi Saturnuksen kuulla Titanilla."

Webb ei havainnut havaittavaa määrää mitään alkuainetta tai molekyyliä. Spekrihavainnot (valkoiset pisteet) ovat yhdenmukaisia ​​sellaisen planeetan ominaisuuksettoman spektrin kanssa, jolla ei ole ilmakehää (keltainen viiva). Violetti viiva edustaa puhdasta hiilidioksidi-ilmakehää, eikä sitä voi erottaa ilmakehättömästä nykyisellä tarkkuudella. Vihreä viiva edustaa puhdasta metaani-ilmakehää, joka ei kuitenkaan ole todennäköinen, koska metaanin, jos sitä on, odotetaan estävän enemmän tähtien valoa 3,3 mikrometrin aallonpituudella. Kuva NASA/ESA/CSA.

Ryhmä toteaa myös, että vaikka on mahdollista, että planeetalla ei ole ilmakehää, on joitakin ilmakehätyyppejä, joita ei ole suljettu pois, kuten puhdas hiilidioksidi-ilmakehä. "Vastaintuitiivisesti 100-prosenttinen hiilidioksidi-ilmakehä on niin paljon kompaktimpi, että sen havaitseminen on erittäin haastavaa", Lustig-Yager sanoi. Vielä tarkempia mittauksia tarvitaan, jotta tiimi erottaisi puhtaan hiilidioksidi-ilmakehän usean kaasun muodostamasta ilmakehästä. Tutkijoiden on tarkoitus hankkia lisää spektrejä lisähavainnoilla tulevana kesänä.

Webb paljasti myös, että planeetta on muutama sata astetta lämpimämpi kuin Maa, joten jos pilviä havaitaan, se voi saada tutkijat päättelemään, että planeetta on Venuksen kaltainen, jolla on hiilidioksidi-ilmakehä ja joka on jatkuvasti paksujen pilvien peitossa. "Olemme eturintamassa pienten, kivisten eksoplaneettojen tutkimisessa", Lustig-Yager sanoi. "Olemme tuskin alkaneet raapia pintaa siitä, millainen heidän ilmakehä planeetalla voisi olla."

Tutkijat vahvistivat myös, että planeetan kiertoaika on noin kaksi vuorokautta. Tämä tieto paljastui lähes välittömästi Webbin tarkasta valokäyrästä. Vaikka LHS 475 b on lähempänä tähteään kuin mikään Aurinkokunnan planeetta, sen punainen kääpiötähden lämpötila on alle puolet Auringon lämpötilasta, joten tutkijoiden mukaan planeetta voisi silti ylläpitää ilmakehää.

Tutkijoiden löydökset ovat avanneet mahdollisuuden paikantaa Maan kokoisia planeettoja, jotka kiertävät pienempiä punaisia ​​kääpiötähtiä. "Tämä kiviplaneetan vahvistus korostaa tehtävän instrumenttien tarkkuutta", Stevenson sanoi. "Ja se on vasta ensimmäinen monista löydöistä, jotka se tekee." Lustig-Yager oli samaa mieltä: "Tämän teleskoopin avulla kiviset eksoplaneetat ovat uusi raja."

LHS 475 b on suhteellisen lähellä, vain 41 valovuoden päässä, Oktantin tähdistössä.

Viittaukset

[1] Ryhmän tulokset esiteltiin American Astronomical Societyn (AAS) lehdistötilaisuudessa keskiviikkona 11. tammikuuta 2023.

NASA laukaisee uuden planeettaetsijän avaruuteen

Taiteilijan näkemys TESS-observatoriosta avaruudessa.
Kuva NASA.

NASAn uusin eksoplaneettoja etsivä avaruusobservatorio Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) laukaistaan sääolojen sen mahdollistaessa avaruuteen.

Laukaisuun päästiin viimein 19.4.2018 kello 01.51 Suomen aikaa Cape Canaveralissa olevalta Ilmavoimien laukaisukeskuksesta Floridasta. Kantorakettina oli Spase X yhtiön Falcon 9 ja laukaisualusta oli numero 40.

Laukaisuikkuna oli vain 30 sekunnin mittainen, joten huono sää esti suunnitellun laukaisun aikaisemmin. Alun perin laukaisu olisi pitänyt tapahtua 16.4. mutta sitä siirrettiin kolmella vuorokaudella myrskyisän sää vuoksi.

Laukaisun jälkeen TESSin rataa muutetaan siten, että sen etäisin kohta Maasta kasvaa joka kierrokselta. Lopulta observatorio lentää Kuun ohi ja silloin sen rata muuttuu noin 30 asteen kulmaan maapallon ekvaattoritasosta. Yhteen kierokseen maapallon ympäri TESSiltä kuluu 13,7 vuorokautta. Rata on erikoinen, sillä sitä ei ole koskaan aikaisemmin käytetty Maata kiertävälle satelliitille! 

Rata on laaja mutta erikoisuus on siinä, että TESSin kiertoaika on 2:1 Kuun kiertoajan kanssa. Kiertoradan valinnalla varmistetaan maksimaallinen havaintoaika ja lisäksi observatorio on edelleen maapallon magneettikentän suojaavan vaikutuksen alueella, jolloin kosmisen säteilyn vaurioittava vaikutus vähenee merkittävästi.

TESSin neljä kameraa yhdessä kartoittavat 96×24 asteen
kenttää kerrallaan 27 vuorokauden ajan.
Kuva NASA.

TESSin tarkoitus on kartoittaa koko tähtitaivas seuraavien kahden vuoden aikana. Se käyttää samaa menetelmää kuin mitä Kepler-observatoriossa käytettiin, eli se mittaa tähtien kirkkautta. Jos kirkkaudessa havaitaan muutoksia, niin niiden aiheuttaja voi olla aikaisemmin tuntematon eksoplaneetta. Kirkkauden lisäksi TESS määrittää lähitähtien planeettojen ilmakehien spektrejä. Erityisesti tutkijat etsivät spektreistä niitä planeettoja, joiden ilmakehästä on vesihöyryä, happea ja metaania, siis kaasuja, jotka liitetään maapalolla esiintyvään elämään.

Jos sopivalla etäisyydellä tähdistään olevia eksoplaneettoja löytyy ja niiltä havaitaan ilmakehä, niin jatkotutkimukset tehdään James Webb avaruusteleskoopilla (JWST). JWST laukaistaan avaruuteen vuonna 2020.

TESSissä on kaikkiaan neljä laajakenttäistä kameraa havaintovälineenä. Kunkin kameran kuvakentän sivun pituus on 24 astetta ja neljän kameran kentät muodostavat yhdessä 96×24 asteen sektorin. Tätä sektoria kamerat kuvaavat yhden kierroksen ajan. Koko seuranta käsittää kaikkiaan noin 200 000 aurinkokuntamme lähitähteä. Tutkijat odottavat TESSin kartoituksen tuovan tietoja vähintään 300 maapallon kokoisesta ja supermaa -planeetoista. Supermaa-planeettojen koko on tässä yhteydessä rajoitettu enintään kaksinkertaiseksi verrattuna maapalloon.

Radan maapalloa lähimmässä osassa observatorio käännetään tietoliikennettä varten muutaman vuorokauden ajaksi. Tällöin kaikki mittaukset radioidaan Maahan. 

TESSin kartoittamat alueet taivaanpallosta
vuorokausina. Kuva NASA.

TESS kartoittaa yhtä kohdealuettaan vähintään 27 vuorokauden ajan. Havaintojakson jälkeen havaintoaluetta muutetaan siten, että se on jonkin verran päällekkäin edellisen havaintokentän kanssa. Näin jatkettaessa ensimmäisen toimintavuoden aikana tulee kartoitetuksi puolet taivaanpallosta ja seuraavana vuotena toinen puolisko. Observatorion kääntöakselin napa-alueet ovat jatkuvasti seurattuja. Tutkijat odottavat saavansa tietoja eksoplaneettojen lisäksi noin 20 000 muusta avaruuden kohteesta ja kappaleesta.

Lisätietoja

https://www.nasa.gov/tess-transiting-exoplanet-survey-satellite

Fraunhofer lines

Joseph von Fraunhofer.
Kuva Wikimedia Commons.

Tämä blogikirjoitus syntyi hieman erikoisella tavalla, jota en ole aikaisemmin käyttänyt. Joskus sopivien kirjoitusten aiheiden löytäminen ei ole aivan niin itsestään selvää kuin luulisi. Tavallisesti aihe pomppaa esiin jostain ajankohtaisesta uutisesta, joka selvästikin vaatii aiheen käsittelyn syventämistä.

Tällä kertaa aihe valikoitu arpomalla. Otin kirjahyllystäni kirjan nimeltään ”A Dictionary of Physical Sciences” ja sitä satunnaisesti ”pläräämällä” ja sormella tökkäämällä aiheeksi valikoitu ”Faunhofer lines. Ei huono aihe, sillä se liittyy yhteen tähtitieteen perustutkimusmenetelmiin nimittäin spektroskopiaan.

Joseph Fraunhofer (1787–1826) oli saksalainen optikko, hienomekaanikko ja ennen kaikkea tutkija ja keksijä, jonka saavutukset ovat perustavaa laatua vielä edelleenkin (mm. akromaattinen objektiivi). Yksi hänen saavutuksistaan oli tummien viivojen havaitseminen Auringon spektristä. Löydön hän teki vuonna 1814 keksimällään instrumentilla, jota nykyisin kutsutaan spektroskoopiksi.

Tarkasteltuaan uudella laitteella tulenliekkiä, hän havaitsi valon jakaantuneen kirkkaiksi viivoiksi. Hän arveli auringonvalon muodostuneen samalla tavalla ja liitti laitteensa kaukoputkeen. Hänen ja muun maailman yllätykseksi Auringon spektrissä hän näkikin 574 tummaa viivaa. Ne ovat absorptioviivoja, joiden syntytavan selvittivät Gustav Kirchhoff (1824–1887) ja Robert Bunsen (1811–1899) vuonna 1859.

Fraunhofer esittelee spektroskooppinsa
toimintaa. Richard Wimmerin
 kaiverrustyö.
Kuva public domain /
Wikimedia Commons.

Ensimmäisten spektroskooppien valoa taittavana elementtinä oli kruunulasinen prisma^[1]. Fraunhofer ei kuitenkaan tyytynyt prismaan, vaan onnistui kehittämään käyttökelpoisen valon aallonpituudet erottelevan hilan vuonna 1821. Hila ei kuitenkaan ollut varsinaisesti Fraunhoferin keksintö, sillä senkin perusperiaate tunnettiin jo varhemmin^[2]. Fraunhofer onnistui havaitsemaan Siriuksen ja muutaman muun kirkkaan tähden spektrin ja totesi niiden poikkeavan Auringon spektristä.  Hilasta muodostuikin tähtitieteen perustyökalu ja uuden tutkimusalan, spektrokopian, peruspilari.

Sähkömagneettinen säteily emittoituu kun atomin elektronit siirtyvät suuremmalta energiatasolta pienemmälle. Vapautunut energia poistuu fotonina, jonka aallonpituus vastaa vapautuneen energian määrää. Jokaisella alkuaineella on elektronikuorillaan määrätyt energiatasot, joten niillä on myös useita erilaisia aallonpituuksia joita ne voivat emittoida (säteillä).

Jokainen aine siis säteilee sille tyypillisillä aallonpituuksilla ja aallonpituuksien suhteellinen osuus määräytyy säteilevän aineen lämpötilasta. Aineen emissio näkyy spektroskoopissa vaaleina viivoina ja valosäteilevän aine voidaan tunnistaa näiden viivojen aallonpituuksista.

Kontinuumspektri.

Auringon säteilemä valo muodostuu kuitenkin hyvin laaja-alaisesti fotosfäärissä ja sen spektristä emissioviivoja on äärimmäisen vaikea havaita. Tällöin puhutaan kontinuumispekristä ja sen perimmäinen syy on emission^[3] lähteen, plasman, jatkuva ”kiehuva” liike ja voimakkaiden magneettikenttien olemassa olo. Asiaan vaikuttaa Dopler-ilmio, eli emissioviivojen siirtyminen spektrissä sen mukaan muhin suuntaan aine havaitsijan suhteen liikkuu. Jos aineen liike on havaitsijaa kohti, spektriviivojen aallonpituus lyhenee ja jos liike on poispäin, aallonpituus pitenee. Tällöin puhutaan sini- ja punasiirtymästä. Auringossa tapahtuu kaiken aikaa molemman suuntaista liikettä, joten siirtymiset ovat molempiin suuntiin. 

Magneettikentät leventävät spektriviivoja. Tällöin puhutaan Zeemannin^[6] ilmiöstä. Yhdessä nämä ilmiöt sekoittavat spektriviivat toisiinsa, jolloin näemme kontinuumispektrin ja josta yksittäisiä viivoja on vaikea ellei aivan mahdotonta erottaa toisistaan.

Vedyn spektri.
Kuva Wikimedia Commons.

Fraunfoferin havaitsemat tummat spektriviivat syntyvät hieman toisella tapaa, vaikka ovat aallonpituudeltaan samoja kuin emissiospektrissä. Tummat viivat ovat absorption^[3] aikaansaamia siten, että fotosfäärin yläpuolella oleva kaasukerros imee itseensä kontinuumspektristä kunkin aineen sille tyypillisiä aallonpituuksia. Kun fotosfäärin plasmassa on samoja aineita kuin Auringossa yleensäkin, absorptioviivat muodostuvat vetyyn, heliumiin ja (vähäisistä määristä) muihin aineisiin imeytyneistä aallonpituuksista. Heliumin spektriviivat tunnistettiin^[4]  Auringon spektristä ennen kuin ainetta oli löydetty maapallolta^[5].

Huomautukset

[1] Prisman valoa taittava ominaisuus oli tunnettu jo huomattavasta aikaisemmin. Isaac Newton oli käyttänyt sitä tutkimuksissaan vuonna 1666.

[2] Hilan keksijänä pidetään skotlantilaista matemaatikkoa James Gregoryä, joka havaitsi linnun siipisulasta heijastuneen valon jakaantuneen spektrin väreihin vuonna 1667. Ensimmäisen hilan valmisti yhdysvaltalainen astronomi David Rittehouse vuonna 1785.

[3] emissio on valosäteilyä ja absorptio on valon imeytymistä.

Heliumin spektri.
Kuva Wikimedia Commons.

[4] Auringon heliumin havaitsivat Pierre Janssen, Joseph Locker ja Edward Frankland vuonna 1868.

[5] Maapallolta helium löytyi Dexterissä (Kansas, USA) maaperäkairausten yhteydessä kaasutaskusta purkautuneesta kaasusta otetusta näytteestä, josta peräti 1,8 % oli aikaisemmin tunnistamatonta kaasua. Se osoittautui samaksi aineeksi josta oli saatu spektriviivat Auringon spektristä. Löydön tekivät Halmiton Cady ja David McFarland vuonna 1903.