Tähtiharrastajan tähtitaivas: Perseidit

Meteoreja voi havaita
 valokuvaamalla. Tarvittavat välineet
ovat jalusta, objektiiviltaan
laajakulmainen kamera,
jolla voi ottaa aikavalotuksella
(noin 1 minuutin) kuvia ja
lanka- tai etälaukaisija.
Kuva Brocken Inagglory –
GNU Free Documentation License.

Meteorien^[1][2] havaitseminen on hyvin suosittua tähtiharrastajien keskuudessa. Etenkin kirkkaita meteoreja tuottavat meteoriparvet ovat havaitsijoiden suosiossa. Yksi on kuitenkin ylitse muiden, perseidien meteoriparvi elokuun toisella viikolla, tänä vuonna 12.–13. päivien välisenä yönä. Suosion syitä on monia: runsaasti kirkkaita ja näyttäviä meteoreja ja runsaasti tulipalloja tuottava parvi yhdistettynä elokuun kesäisen leppeisiin öihin ovat niistä merkittävimmät.

Perseidien meteoriparven aiheuttaja on komeetta Switt-Tutle, jonka rata hipaisee Maan rataa. Elokuun alkupuolella maapallo on tällä radan osalla ja komeetasta irronneet kappaleet muodostavat ilmakehään tunkeutuessaan näyttäviä meteoreja. Maanpinnalta nähtynä meteoriitit näyttävän tulevan Perseuksen tähdistön pohjoisosasta. Tätä suuntaa kutsutaan radiantiksi. 

Todellisuudessa ilmakehään tulevat kappaleet kulkevat samansuuntaisesti, mutta ne näyttävät taivaalla kulkevan säteittäisesti radiantista poispäin. Ilmiön aiheutuu perspektiivistä, siis samasta ilmiöstä kuin junanradan kiskojen yhtyminen horisontissa, kuitenkin tiedämme kiskojen olevan siellä yhtä etäällä toisiaan kuin katselijan kohdalla.

Komeetta Switt-Tutle on varsin kookas komeetaksi. Sen ydin on noin 26 km halkaisijaltaan, siis varsin kookas, kun komeettaytimien keskikoko on vain muutaman kilometrin luokkaa. Suuri koko mahdollistaa kohtalaisen kookkaiden kappaleiden (suurimmaksi osaksi vesijäätä) irtoamisen, jotka ilmakehään syöksyessään aiheuttavat tulipallon^[1]. Perseidien ja parven tulipallojen kirkkautta lisää avaruudesta tulevien kappaleiden ja maapallon suuri kohtaamisnopeus, joka on noin 60 km/s. Vain leonidien (esiintyy marraskuussa) parven nopeus on tätä nopeampi (noin 72 km/s).

Meteori-valoilmiö aiheutuu ilmakehään syöksyvän kappaleen edessä ja ympärillä olevan ilman hehkuminen (plasma). Kyseessä ei ole palaminen, kuten usein kuulee ja näkee väitettävän. Palamista (joka on aineen hapettumista) meteoreissa esiintyy mutta se on mittakaavaltaan sen verran vähäistä, että se ei pysty tuottamaan kirkasta valoilmiötä. Valoilmiö ei myöskään aiheudu ilmakehän kitkasta (jota niin ikään tarjotaan usein selitykseksi). Kitkaakin tapahtumassa on mukana, mutta sekään ei ole riittävä hehkumisen aiheuttaja.

Ilman hehkuminen johtuu kompressiosta, siis samasta ilmiöstä kuin polkupyörän renkaisiin ilmaa  pumpattaessa pumppu lämpiää. Kompressio on meteoreissa paljon voimakkaampaa, sillä ilmakehään syöksyvän kappaleen nopeus voi olla parisataa kertaa äänennopeutta suurempi – mitä suurempi nopeus sitä suurempi kompressio. Kompression seurauksena ilman lämpötila voi olla kuumimmillaan jopa noin 10 000 °C, siis paljon kuumempi kuin Auringon pinta (tarkemmin sanoen efektiivinen lämpötila, joka on noin 5 800 °C).

Hehkuva ilmamassa kuumentaa avaruuskiven pintaa sulattaen ja jopa höyrystäen sitä (ablaatio). Sulaan kiviainekseen syntyy lasimainen pinta sekä kavitaation ja turbulenssin aiheuttamia kuoppia. Suurimmaksi osaksi avaruudesta tulevat kappaleet ovat niin pieniä, että ne kuluvat loppuun. Tätä edesauttavat sokkiaallot, joita syntyy ilmakehään tunkeutuvaan kappaleeseen ja rikkovat sen pienemmiksi kappaleiksi hyvin nopeasti. Iskeytyminen ilmakehään muistuttaa siis jossain määrin kappaleen törmäämistä kiinteään pintaan esimerkiksi juomalasin pirstoutumiseen sen pudottua lattialle.

Kompressio aiheuttaa myös ilmakehässä kiitävän kappaleen hidastumisen. Suurin syy tähän on kompressiopuolen suuri paine ja jättöpuolen täydellinen tyhjyys. Paine-ero hidastaa nopeasti avaruudesta tulevan kappaleen vauhdin ja matkanteko ilmakehän alaosassa onkin vapaata putoamista alle äänennopeudella. Hidastuminen on sitä vähäisempää mitä suuremmasta kappaleesta on kysymys. Suurimassaiset kappaleet voivat päästä ilmakehän läpi hidastumatta lainkaan.

Valoilmiönä (meteori) ilmakehään saapuva kappale näkyy yleensä noin 120–80 km korkeudesta alkaen. Jos kappale on riittävän kookas, se ehtii noin 40 km korkeuteen ennen lopullista pirstoutumistaan tai höyrystymistään. Jos jokin isompi kappale on tälle korkeudelle selviytynyt ja pirstoutuu, osaset putoavat vapaan putoamisliikkeen nopeudella maanpinnalle. Kohtaamisnopeus maanpinnalla on noin 60–100 m/s riippuen kappaleiden aerodynaamisista ominaisuuksista. Putoamisen aikana ilmakehän tuulet kuljettavat kappaleita laajalle alueelle, joten yhtä, tarkasti määriteltävissä olevaa putoamiskohtaa ei ole.

Joskus iso kappale pääsee tunkeutumaan ilmakehään hyvinkin alas, jopa 10 km korkeuteen asti. Tällöin usein on kuultu ns. yliäänipamaus, joka syntyy kappaleen kiitäessä ilmakehässä yliäänennopeudella. Tuorein ja kaikkien muistama esimerkki tästä on Tšeljabinskin meteori helmikuun 15. päivältä tänä vuonna.

Koostumus ja rakenne

Komeetoista tulevat kappaleet ovat vesijäätä. Vaikka ne olisivat hyvinkin isokokoisia, ne eivät selviä maanpinnalle vaan höyrystyvät kokonaan[3]. Näin perseidien tuottamat tulipallot katoavat jälkiä jättämättä.

Maanpinnalle pudonneet meteoriitit ovat yleensä alkuperältään pääasteroidivyöhykkeeltä lähtöisin. Ne ovat syntyneet asteroidien keskinäisissä törmäyksissä ja kappaleet ovat päätyneet radoille, joista jotkut tuovat ne maapallon läheisyyteen. Nämä kappaleet koostuvat jo mainituista kivestä ja metalliseoksista.

Kivimateriaalista koostuvat kappaleet ovat sen verran heikkoja, että ne pirstoutuvat ilmakehän läpäisyn aikana hyvin pieniksi. Useimmat maanpintaan asti selvinneet kappaleet ovatkin yleensä vain nyrkin kokoisia tai sitä pienempiä. Sen sijaan rautaa ja nikkeliä sisältävät kappaleet ovat lujuudeltaan sellaisia, että ne eivät juuri pirstoudu ilmakehän läpäisyn aikana, vaan törmäävät maanpintaan sellaisenaan. Niiden pinta on tietysti sulanut, lasittunut ja musta, mutta muita merkkejä koetusta kuumuudesta ei ole.

Meteoriitit ovat suurimmaksi osaksi kiveä (kondriitteja), vain parin prosentin verran löydetyistä kappaleista on rautaa ja saman verran pallasiitteja (metalleja ja kiveä). Joskus löydetään erittäin harvinaisia kivimeteoriitteihin laskettavia hiilipitoisia (hiilikondriitit) kappaleita. Joskus ne ovat niin hauraita, että ne ovat lähes pelkkää murskaa maanpinnalta löydettäessä. Kaikkein harvinaisimmat kappaleet ovat peräisin Kuusta, Marsista ja Vesta-asteroidista. Ne poikkeavat rakenteeltaan jyvämäisistä kondriiteita ja niitä kutsutaan akondriiteiksi.

Perseidien meteoriparven maksimi on 12.–13.8. välisenä yönä. Parveen kuuluvia meteoreja voi kuitenkin nähdä jo nyt (25.7. alkaen) ja viimeisimmät nähdään 20. elokuuta. Tunnin aikana keskiverto tarkkailija voi odottaa näkevänsä parisen kymmentä alle sekunnin kestävää meteoria, mutta joukossa voi olla myös muutama hieman pidempään näkyvä tulipallo. Kaikista havainnoista olisi hyvä raportoida Taivaanvahdissa.

Huomautukset

[1] Nimistö:

·         meteori on ilmakehässä näkyvä lyhytaikaisesti (0,5–2 s) valoilmiö, jonka aiheuttaa avaruudesta tuleva kappale

·         meteoroidi on avaruudessa Aurinkoa kiertävällä radalla oleva kappale

·         meteoriitti on maanpinnalle asti selvinnyt kivi, pallasiitti (sisältää kivimineraaleja sekä rautaa ja nikkeliä) tai rautaa ja nikkeliä sisältävä avaruudesta tullut kappale.

·         tulipallo on Venusta (–4,4^m) kirkkaampi meteori, jonka kesto on tavanomaisia meteoreja pitempi. Kirkkaimmat tulipallot ovat näkyneet ilmakehässä jopa 30 sekuntia ennen katoamistaan. Kivi tai metallista koostuneen kappaleen koon ollessa suurempi kuin 2 cm se voi aiheuttaa tulipallon.

[2] Yhä edelleenkin meteoreja kutsutaan usein tähdenlennoiksi vaikka hyvin tiedetään, että ilmiöllä ei ole mitään tekemistä tähtien kanssa. Tähdenlento-nimitys ei siis ole suositeltava käytettäväksi missään yhteydessä.

[3] Tutkijoiden mukaan ilmakehän läpi syöksyvä jää tai kivi tuhoutuu tai ainakin pirstoutuu paljon pienemmiksi kappaleiksi, jos sen koko on enintään 10–20 metriä. Tšeljabinskin meteori oli tätä luokkaa.

Jos putoava kappale on ns. rauta (riippumatta koosta), se pääsee törmäämään maanpintaan kutakuinkin yhtenä kappaleena. Vain hyvin pienet raudat höyrystyvät kokonaan.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Suotimet – osa 2

Harmaasuodin
vähentää valon
kirkkautta. Tässä
1,25" kehyksessä

Aloitteleva tähtiharrastaja saattaa helposti sortua kaukoputkikauppiaan tarjouksiin ostamalla itselleen tarpeettomia suodattimia. Usein kyseessä voi olla muutaman kympin maksava värillisten suotimien sarja, mutta sen laadukkuus on kyseenalaista ja aloitteleva ei käytännössä tarvitse ko. sarjaa lainkaan. Palaan värillisiin suotimiin tässä artikkelisarjassa myöhemmin.

Aloitteleva tähtiharrastaja tarvitsee vain kolme tai neljä suodatinta, ja niitäkään ei tarvitse hankkia kaukoputken kanssa yhtä aikaa. Alkuun pääsee aivan hyvin ilman suodattimia.

Harmaa suodin

Useimpien aloittelevien harrastajien ensimmäinen kohde on Kuu. Sitä voi aivan hyvin katsoa ilman minkäänlaista suodatusta, mutta jossakin vaiheessa harrastaja voi todeta, että ”onpas kirkas, aivan häikäisee!” Kuun kirkkaus todellakin häikäisee silloin, kun ollaan ajallisesti lähellä täysikuuta.

Ongelma saadaan poistetuksi käyttämällä harmaasuodinta. Niitä on saatavana useita eri tiheyksiä, eli eri suotimet päästävät lävitseen eri määrän valoa, mutta eivät leikkaa mitään aallonpituutta pois. Hankkimalla pari erilaista, päästään sopivaan kuvan kirkkauteen, lähes täysikuulle tihein (tummin) ja muulloin tarvittaessa hieman vaaleampi. Näiden kahden yhdistelmällä saa aikaa vielä tummemman suodatuksen.

Hieman toisenlainen ratkaisu kirkkauden säätöön on kahden polarisaatiosuotimen hankinta. Useat valmistajat ovat koonneet valmiin paketin suotimista, joissa toinen on helposti säädettävissä ilman, että varsinaisesti okulaaria tarvitsee irrottaa kaukoputkesta. Yksi polarisaatiosuodin vähentää valonmäärää noin puoleen, kahdella päästään suodatuskertoimiin^[1] 0,5–0,98 suodattimien keskinäisestä kiertokulmasta riippuen.

Kahden laadukkaan polarisaatiosuotimen hankinta on tietysti hieman enemmän pääomaa tarvitseva kuin yhden tai kahden harmaasuotimen hankinta. Rahalle saadaan vastineeksi portaaton kirkkauden säätö.

Kontrasti ja valosaastesuotimet

Astronomikin valmistama 2" UHC-
suodatin. Kuva Astronomik.

Aloittelevan harrastajan ostoslistalle toisena nouseva suodin on joko kontrastiboosteri tai valosaastesuodin (Ultra High Contrast, UHC). Kyseessä on kontrastisuutta lisäävät suotimet, jotka toimivat hyvin samankaltaisesti. Ainoa ero käytännössä on se, että kontrastiboosteri sopii pienemmille kaukoputkille kuin UHC. Jotkin valmistajat eivät käytä kontrastiboosteri nimitystä, vaan sarjan suotimet ovat kaikki nimetty UHC-suotimiksi ja niiden välinen tiheysero on kerrottu numerolla (yleensä 1–3).

Kontrastin lisäys saadaan aikaan yleensä leikkaamalla näkyvän valon punaisia, natriumin punakeltaisen ja osittain sinivioletin aallonpituudet. Baaderin kontrastiboosteri läpäisee kuitenkin elohopeahöyrylamppujen vihreän aallonpituuden mutta muiden valmistajien UHC-suotimissa myös näitä aallonpituuksia voidaan leikata. Joidenkin valmistajien suotimissa leikataan myös muita aallonpituuksia.

UHC-suodin leikkaa tehokkaasti
kaikki tunnetuimma keinovalojen
säteilemät aallonpituudet (oranssit
pylväät) ja läpäisee sumujen emit-
toivat aallonpituudet.
Kuva Astronomik.

Kaikilla UHC-suotimilla kuva muuttuu hieman ”kylmäksi” ja selvästi voimakkaan kontrastiseksi. Tästä on erityinen hyöty niin Kuun, kuin Jupiterin ja Marsin havaitsemisessa. Suodin on erityisen hyödyllinen myös Auringon havaitsemisessa, mutta vaatii tietysti myös varsinaisen aurinkosuotimen.

UHC-suodin läpäisee noin 90 %:sti erilaisten tähtisumujen emittoiman valon aallonpituudet (noin 480 – 510 nm), mutta leikkaa voimakkaasti kaikki muut aallonpituudet pois. Tällöin taustataivas tummenee ja kontrastisuus kasvaa merkittävästi. Suodin on välttämätön havaittaessa taajamissa tai muualla valosaasteisilla alueilla.

Eri valmistajien UHC-suotimet poikkeavat hieman toisistaan. Niitä voidaan myydä hieman erilaisilla tunnuksilla ja suodattimen toimintaa kuvaavilla nimityksillä. Huolellisen vertailun avulla aloittelevakin harrastaja onnistuu valitsemaan varmasti oikean suotimen käyttöönsä.

Pölysuojaus

MC-suodin, joka toimii erinomaisena
pölyyntymisen estona, koska ei
leikkaa mitään aallonpituutta. Kehys
on T2-kierteinen. Kuva Astronomik.

Kolmas suodatin ei oikeastaan ole suodin lainkaan. Se on kaikkia aallonpituuksia läpäisevä suotimien pohjamateriaalista valmistettu kirkas suodin. Se on päällystetty heijastumista estävillä monikalvopinnoitteilla.

Usein on tarkoituksen mukaista hankkia täysin kirkkaan suotimen sijaan ir-block-suodin. Se on näkyvän valon aallonpituuksilla täysin kirkas, mutta poistaa infrapunaisen valon aallonpituudet. Tällä ei ole kovinkaan suurta merkitystä visuaalisesti havaitsevalle, mutta samaa suodatinta voidaan käyttää valokuvattaessa (kameroiden kuvakennot ovat herkkiä ir-valon aallonpituuksille). Tällöin kuvan terävyys paranee ja yksityiskohdat kirkastuvat. Erityisesti peilikaukoputkien (Newton, SC tai Maksutow) käyttäjille suosittelen tätä vaihtoehtoa. Linssikaukoputket rakenteestaan johtuen suodattavat suurimman osan ir-valosta.

IR-BLOCK-suodin päästää lävitseen
näkyvän valon aallonpituudet, mutta
leikkaa infrapunaisen säteilyn
pois. Kuva Astronomik.

Kaikkia näkyvänvalon (+ir) aallonpituuksia läpäisevän suotimen käyttötarkoitus on estää kaukoputkea pölyyntymästä. Jos mahdollista, niin tällaisen suotimen voisi hankkia kaukoputken rungon kierteistyksellä, jolloin sen voi pitää kiinteästi paikoillaan. Useilla valmistajilla on tarjolla erilaisia kehys- ja kierrevaihtoehtoja^[3].

Newton-kaukoputken (tai muun avoimen kaukoputkimallin) hankkineet voivat suojata kaukoputken peilejä pölyyntymästä hankkimalla Baaderin TurboFilm-suodinkalvoa. Sitä myydään yleensä noin 1,25×1,19 m kokoisina paloina, joista leikkaamalla saadaan sopiva suojakalvo. Kalvo on optisesti testattu ja sen paksuuden vaihtelu on vain 1/10 aallonpituudesta, joten se ei vaikuta kuvan laatuun heikentävästi, vaan putkivirtausten poistuminen parantaa kuvan laatua. Turbosuodatinkalvosta kaukoputken suoja tehdään samalla tavalla kuin aurinkosuodatin, jota käsittelen artikkelisarjassa myöhemmin.

Huomatukset

[1] Suodatuskerroin (k) on kerroin jonka suodin estää pääsemästä lävitseen. Kertoimen arvolla nolla, suodin ei estä lainkaan valon kulkua ja kertoimella k=1 suodin estää valon läpäisyn kokonaan.

Läpäisykerroin ilmoittaa suotimen päästämän valon määrän. Tällöin kerroin arvolla 1 suodin läpäisee kaiken valon ja arvolla nolla se estää kaiken valon läpäisyn.

Kertoimet ovat siis käänteisiä toisilleen ja harrastajien tulisikin kiinnittää huomionsa siihen, kummasta kertoimesta on kysymys. Valmistajat ilmoittavat suotimilleen yleensä läpäisykertoimen eli läpi päässeen valon määrän, joko lukuarvona (esimerkiksi harmaasuotimet) tai esittävät graafisen kuvaajan suotimen läpäisystä aallonpituuden funktiona. Jos myyjän tai valmistajan esittämissä suotimien teknisissä tiedoissa kyseistä suodatuskäyrää ei löydy, suodin on syytä jättää ostamatta.

[2] Kaikki kuusuotimena myytävät suodattimet eivät toimi tekstissä kuvatulla tavalla, vaan hyvin usein kuusuotimella tarkoitetaan voimakkaan vihreää suodatinta. Vihreä suodin kyllä parantaa kontrastia, mutta Kuu näkyy luonnottoman vihreänä ja kuva himmenee yleensä niin paljon, että kasvaneen kontrastin tuoma hyöty menetetään. Tästä syystä tumman vihreää suodinta ei voi suositella tähän tarkoitukseen.

SC-kierteinen suodinkehys.
Kuva Astronomik.

[3] Yleisimmät kierrevaihtoehdot ovat:

·         T2-kierre (M42×0,75 mm),

·         SC-kierre (2” / 24 TPI, 60°, kierteen ulkohalkaisija noin 50,6 mm),

·         1,25” (M28,5×0,6 mm) ja

·         2” (M48×0,75 mm)

·         Clip-suodin Canon EOS -kameroihin

·         Suotimia toimitaan myös ilman kehystä erikokoisina ja muotoiltuna. Hyllytavarana on yleensä pyöreitä Ø 38 mm ja 50 mm sekä nelikulmaisia 50×50 mm. Suurin saatavilla oleva koko riippuu valmistajasta, esimerkiksi Astromikin valmistamina suurimmat sivun pituudet ovat 75 mm, 50 mm tai 34 mm.

Suotimien kuvat ja läpäisykäyrät on julkaistu Astronomikin luvalla.

Komeetta ISON on kirkastumassa

Nasa kuvasi avaruuskaukoputki Hubblella ISON-komeetan.
Kuva Nasa.

Nasa valokuvasi c/2012 S1 (ISON) komeettaa kesäkuussa. Uudet kuvat osoittavat komeetan kirkastuneen suunnilleen odotusten mukaisesti. Eritoten komeetan avaruuteen ”vuotavan” hiilidioksidin ja pölyn määrä näyttävät lisääntyneen sen mukaan mitä lähemmäksi aurinkokunnan sisäosia komeetta lähestyy. 

Kuvaushetkellä kesäkuun 13. päivänä komeetta oli 3,35 au:n^[1] etäisyydellä Auringosta.

Komeetan jäinen ydin näyttäisi olevan kutakuinkin 5 km halkaisijaltaan. Tämä on uusien komeettojen keskikastia, ehkä aavistuksen verran keskiarvoa suurempi. Kaikkein suurin tunnettu komeettaydin on Hale-Bopp:lla (C/1995 O1), joka arvioitiin noin 40–160 km kokoiseksi^[2].

ISON-komeettan ytimen massaa on tässä vaiheessa hieman vaikea määrittää ilman oletuksia. Nasan arvio on melkoisen epävarma, alarajan ollessa 3,5 miljoonassa tonnissa ja ylärajan tuhatkertainen alarajaan nähden (3,5 miljardia tonnia). Koska komeetta on mitä ilmeisimmin ensimmäistä kertaa aurinkokunnan sisäosassa, sen keskitiheys on vielä täysi arvoitus.

Tiheyteen vaikuttavat vesijään lisäksi komeetan sisältämät helposti haihtuvat kaasut kuten hiilidioksidi, hiilimonoksidi (häkä), ammonium, natrium, vety ja sen yhdisteet (CH₄), syaani (CN) ja luonnollisesti komeetan sisältämät kiinteässä olomuodossa olevat pölyt (SiO₂, C jne.). Lisäksi komeetan ytimessä voi olla suuriakin aukkoja tai se voi olla hyvin huokoinen.

ISON-komeetan alkuperä, kuten kaikkien muidenkin komeettojen, on Oortin pilvessä ^[3] aurinkokunnan ulko-osassa. Komeetan lämpötila Oortin pilvessä ollessaan on hyvin lähellä absoluuttista nollapistettä, jolloin kaikki helposti haihtuvatkin aineet pysyvät kiinteässä olomuodossa kymmeniä miljardeja vuosia.

Ratkaiseva muutos tapahtuu vasta sitten, kun jonkin gravitaatiohäiriön (ohittava tähti, tai joku toinen komeettaydin) saa aikaan komeettaytimen radassa pienen muutoksen, jonka seurauksena se lähestyy lopulta aurinkokunnan sisäosia.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa komeettaydin lähestyy sitä enemmän se absorboi itseensä lämpösäteilyä. Ytimen lämpötila kohoaa (suurimmaksi osaksi vain komeettaytimen pinnalta), jonka seurauksena ensimmäisenä herkästi haihtuvat kaasut haihtuvat ja jonkin verran kiinteää pölyä vapautuu. Komeetasta irronnut kaasu ja pöly jää komeettaytimen ympärille ja muodostaa eräänlaisen ilmakehän, ns. koman, ja lopulta kaasuja pölymäärän lisääntyessä myös pyrstön. Tämä tapahtuu yleensä planeettakunnan alueella, jossakin Saturnuksen tai Jupiterin ratojen tuntumassa.

Jos ja kun komeetan rata tuo sen yhä syvemmälle aurinkokunnan sisäosia, niin kaasujen haihtuminen ja pölyn vapautuminen voimistuu ja komeetta saa itselleen aina vain pitenevän pyrstön. Pölystä muodostunut pyrstö seuraa (tässä vaiheessa) suunnilleen komeetan rataa, mutta kaasupyrstö (yleensä ionisoituneita kaasuja) suuntautuu poispäin Auringosta aurinkotuulen vaikutuksesta. Aurinkoa lähestyttäessä molemmat pyrstöt suuntautuvat poispäin Auringosta, koska aurinkotuulen tiheys ja valon aiheuttama dynaaminen paine kasvavat. Suurimpien komeettojen pyrstöjen pituudet mitataan sadoissa miljoonissa kilometreissä.

ISON-komeetan radasta ja näkymisestä olen kirjoittanut aikaisemmin blogissani ”Hubble nappasi kuvan ISON-komeetasta”, joten en tällä kertaa palaa siihen teemaan.

Huomatukset

[1] Astronominen yksikkö (au ) on likipitäen maapallon keskietäisyys Auringosta. Nykyisin sitä ei kuitenkaan ole määritelty tällä tavalla, vaan sille on määrätty (IAU v. 2012) pituus, joka on 149 597 870 700 m. 

Maapallon keskietäisyyden määrittäminen on hieman ongelmallista, sillä Auringon sädettä ei tunneta aivan tarkasti. Lisäksi Aurinko menettää massaansa jonkin verran, jonka seurauksena maapallon keskietäisyys kasvaa ajan myötä. Määräämällä astronomisen yksikön pituus tietyksi metriluvuksi vältetään molempien epävarmuuksien aiheuttamat ongelmat.

[2] Etäisyys komeettaan Hale-Bopp oli lyhimmillään 1,315 au, joten ytimen kokoa oli vaikea määrittää ennen kuin perihelin jälkeen, jolloin komeetan kaasun haihtuminen ja pölyn muodostuminen olivat alentuneet sellaiselle tasolle, että itse jäisen ytimen valokuvaaminen oli mahdollista. Tällöin se oli jo niin etäällä, että koon tarkka määrittäminen ei enää onnistunut.

[3] Oortin pilvi on pallonmuotoinen kehä aurinkokunnan ympärillä, jonka sijoittuu 0,1–1 valovuoden etäisyydelle Auringosta. Pilvi muodostuu tuhansista miljardeista komeettaytimistä. Oortin pilvi kantaa keksijänsä alankomaalaisen Jan Oort (1900–1992) nimeä, joka päätyi tutkimuksiinsa nojautuen siihen, että aurinkokunnan ulko-osassa täytyy olla komeettaytimistä muodostunut pilvi. Hän julkaisi tutkimustuloksensa vuonna 1950. Suoranaisia havaintoja pilven olemassa olosta ei ole, vaan se voidaan päätellä komeettojen ratojen ja esiintymistiheyden perusteella.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Suodattimet – osa 1

Harrastaja kaukoputkiin on saatavana
hyvin runsas valikoima erilaisia
suodattimia eri käyttötarkoitukseen.

Harrastaja kaukoputkiin on saatavana hyvin runsas valikoima erilaisia suodattimia eri käyttötarkoituksiin. Aloitteleva tähtiharrastaja tarvitsee kuitenkin vain kolme tai neljä suodatinta, joiden avulla hän pääsee hyvin alkuun harrastuksessaan. Tässä artikkelisarjassa tarkastelen suodattimia niin teknisesti kuin miten ne vaikuttavat kohteen kuvaan kaukoputkessa ja niiden käyttöä.

Jos aivan tarkkoja ollaan, suodattimia ei välttämättä tarvita lainkaan ennen kuin niiden tarve tulee ilmeiseksi. Niinpä suodattimia ei ole mitään syytä hankkia kaukoputken kanssa samanaikaisesti, vaan vasta siinä vaiheessa kun niiden käyttötarkoitus harrastajalle selvenee.

Yleistä suotimista

Suodatin tai suodin, millä nimellä sitä halutaankaan kutsua, on osittain valoa läpäisevä optinen elementti, jonka perimmäinen tarkoitus on valita havaintoihin käytettävät aallonpituudet. Toisena suotimen tarkoituksena on säätää silmään tai kameran kuvasensorille tulevan valon määrää, jos kohde on erittäin kirkas. Kolmas käyttötarkoitus (etenkin ammattiastronomiassa) on selvittää kohteen valon polaarisuus tai sen puuttuminen.

Kun suodin sijoitetaan johonkin kohtaan kaukoputken optiselle akselille, sen pitää olla laadukas, jotta vältyttäisiin kuvan huononemiselta. Missään tapauksessa se ei ole pala värillistä lasia, kuten leikkikaluiksi luokiteltavissa tavaratalokaukoputkipaketeissa saattaa olla.

Useimmissa tapauksissa suodin kiinnitetään okulaariin, sen kiinnitysputken kaukoputken puoleiseen päähän. Valokuvattaessa suotimien kiinnityspaikkana usein on suodinpyörä, jonka avulla suodattimen vaihtaminen on nopeaa. Suotimen kiinnittämistä varten sen rungossa on kierre, joka on standardoitu. Toisin sanoen, riippumatta laitteiden valmistajista, suodin voidaan kiinnittää aina okulaariin tai suodinpyörään.

Suodattimen rakenne

Aivan samoin kuin okulaareja on kahta kokoa (1,25” ja 2”), suotimiakin on näitä kokoja[1]. Näiden kahden koon lisäksi suotimia on saatavissa Clip-suodin Canon EOS -kameroihin kiinnitettäviä ja joidenkin kaukoputkien kiinnityskierteisiä (SC-kierre) suotimia. Jotkin valmistajat tarjoavat myös kehyksettömiä, joko pyöreitä tai nelikulmaisia suotimia erikoislaitteisiin.

Useimpien valmistajien suotimia voidaan liittää myös toisiinsa. Tällä tavalla saadaan leikattua useampia aallonpituuksia mitä yksitäisellä suotimella on mahdollista. Usein kahden suotimen yhteen liittämisellä voidaan säästyä uuden suotimen hankinnalta, jos yhdistelmälle on vain satunnaista käyttöä. Jos tällaiselle suotimelle on runsaasti käyttöä, silloin on syytä hankkia yhdistelmää vastaava erillinen suodin.

Laadukas suodin rakennetaan substraatille (tasohiottu optinen lasi). Yksistään tämä ei vielä pysty toimimaan suodattimena, vaan se tarvitsee pinnoilleen lukuisia, jopa toistasataa erilaista pinnoitetta ennen kuin suotimella on halutut ominaisuudet. Päällimmäisinä kerroksina on luonnollisesti heijastumista estäviä kerroksia ja sen lisäksi kosteudelta ja mekaaniselta kulumiselta suojaava kovakalvokerros, jollaisia esimerkiksi silmälaseihin hyvin yleisesti laitetaan.

Vaikutukset

Suodattimen käyttäminen saa aikaan muutoksia näkyvässä kuvassa. Ensinnäkin, suodin poistaa haluttuja aallonpituuksia ja näin himmentää kuvaa (lukuun ottamatta ir-block-suotimia). Tästä syystä pienen kaukoputken käyttäjät eivät voi käyttää kovin tummia suotimia. Valovoimaisimpien kaukoputkien käyttäjien puolestaan ei pitäisi käyttää liian vaaleita suotimia, sillä silloin haluttujen aallonpituuksien poistuminen ei ole täydellistä ja kuvaan jää (vaikkakin himmentyneenä) ei-toivottuja aallonpituuksia. Valmistajat yleensä kertovat mikä kokoiselle kaukoputkelle suodin on valmistettu.

Suotimen lisääminen muuttaa myös kaukoputken tarkennuspistettä hieman kauemmaksi. Tästä syystä usein käytetään kirkasta suodatinta (substraatti + heijastumisen estäviä monikalvopinnotteita) tarkentamiseen vaikka varsinaiset havainnot tehtäisiinkin toisella suotimella. Tällaisessa tapauksessa yleensä käytetään kaukoputken ja okulaarin väliin asennettavaa suodinpyörää, jolla suotimen vaihto sujuu näppärästi ilman minkään osan irrottamista.

Harkintaa hankintaan

Suodattimia hankittaessa tulisi jälleen kiinnittää suuri huomio laatuun. Moni valmistaja antaa takuun valmistamilleen tuotteille, joka osoittaa niiden olevan hyvälaatuisia. Esimerkiksi Astronomik (www.astronomik.com/en/home) myöntää tuotteilleen 10 vuoden takuun. Valmistajan sivuilta löytyy lisäksi tarkat tekniset tiedot kaikille suotimille.

Astronomik ei yksin ole laadukkaiden suotimien valmistaja, muita ovat esimerkiksi Baader planetaarium (www.baader-planetarium.com/ ) ja kaikki tunnetuimmat kaukoputkien valmistajat tarjoavat laadukkaita suotimia omilla merkeillään.

Valitettavasti suodinmarkkinoilla on runsaasti tarjontaa myös hyvin edullisella myyntihinnalla. Usein ne ovat jonkin nimettömän valmistajan tuotteita, joiden laadukkuudesta tai valmistustavasta ei ole mitään tietoa saatavilla. Huonoimmillaan ”suotimet” voivat olla ikkunalasia, jonka ulkopintaan on vedetty jonkinlainen värillinen lakka tai itse lasi on värjätty joko valmistusvaiheessa tai jälkeenpäin. Näistä suotimista ei myöskään heijastusta estäviä tai kovakalvopinnotteita löydy. On päivän selvää, että tällaista laitetta ei milloinkaan pitäisi hankkia!

Huomatukset

[1] Yleisimmät kierrevaihtoehdot ovat:

·         T2-kierre (M42×0,75),

·         SC-kierre (2” / 24 TPI),

·         1,25” (M28,5) ja

·         2” (M48).

Suotimia toimitaan myös ilman kehystä erikokoisina, tilauksesta juuri tiettyyn käyttötarkoitukseen muotoiltuna.

Alkemistien unelma: kuinka tehdä kultaa

Jokainen on varmasti kuullut keskiajan alkemisteistä, jotka yrittivät tehdä kultaa halvemmista materiaaleista. Kultaa ei kuitenkaan syntynyt siitä yksinkertaisesta syystä, että kemiallisin keinoin sitä ei voi tehdä. Alkemistien suurimmaksi saavutukseksi kuitenkin jäi nykyaikaisen kemian ensiaskelien ottaminen. Mutta kullan arvoitus on säilynyt!

Hiukkasfysiikan kehityksen myötä raskaimpien alkuaineiden synty on hiljalleen paljastunut. Nykyisen käsityksen mukaan rautaa raskaammat alkuaineet ovat syntyneet supernovien räjähdyksissä prosessissa joka on nimetty neutronisieppaukseksi. Teoria toimii hienosti jonkin verran rautaa raskaimmille alkuaineille tinaan asti, mutta siinä näyttäisi olevan puutteita mitä raskaimmista alkuaineista on kysymys. Kaikkein raskaimpia alkuaineita kuten kulta tai platina, uraanista nyt puhumattakaan, ei supernova näyttäisi synnyttävän lainkaan. Jotain oleellista tuntuu puuttuvan.

Nyt Harward yliopiston tutkijat, johtajanaan professori Edo Berger, uskovat pystyvänsä selittämään mm. kullan syntymisen. Sitä nimittäin syntyisi kahden neutronitähden törmätessä toisiinsa ja muuttuessa mustaksi aukoksi. Törmäys aiheuttaa erittäin lyhytaikaisen gammapurkauksen ja törmäyspaikan läheisyyteen syntyy laajeneva ainepilvi, joka näkyy joitakin tunteja ns. jälkihehkuna. Tutkijoiden analysoima 3,9 miljardin valovuoden etäisyydellä tapahtunut purkauksen (kesto oli vain 0,2 sekuntia) jälkihehkussa tapahtui hyvin raskaiden atomiytimien radioaktiivista jakaantumista.

Tavallisessa supernovaräjähdyksessä neutronitiheys on riittävä joidenkin rautaa raskaampia alkuaineiden syntymiseksi neutronisieppauksen S-prosessissa[1]. Kaikkein raskaimmat stabiilit alkuaineet kuitenkin näyttäisi jäävän syntymättä, joitakin poikkeuksia lukuun ottamatta (lyijy, joka syntyy S-prosessissa), sillä neutronitiheys ei ole riittävä R-prosessille[2].

Neutronitähtien yhteentörmäyksen neutronivuon tiheys on riittävän suuri R-prosessille, jossa syntyy hyvin raskaita radioaktiivisia alkuaineita. Näiden jakaantumisessa syntyy kaikkein raskaimmat stabiilit alkuaineet kuten kulta ja platina.

Huomautukset

[1] Teorian mukaan rautaa raskaampia alkuaineita voi syntyä vain neutronisieppauksella, jossa atomiytimen lähietäisyyteen joutunut neutroni tulee kaapatuksi atomiytimeen. Hitaassa neutronisieppauksessa (S-prosessi) yksi atomiytimen neutroneista ehtii jakaantua protoniksi ja elektroniksi (beeta-hajoaminen) ennen kuin uusi neutroni tulee kaapatuksi samaan ytimeen. Prosessissa atomin järjestysluku protonin lisäyksen vuoksi kasvaa.

[2] Nopeassa, R-prosessissa atomiydin ehtii kaapata yhden tai useamman neutronin lisää ennen kuin ensimmäisen kaappauksen jälkeinen beeta-hajoaminen tapahtuu. R-prosessin esiintymisen edellytyksenä on riittävä neutronitiheys, jollaisen saavuttaminen edellyttää neutronitähtien yhteentörmäystä (tai hypernovan räjähdystä).