Harrastajan tähtitaivas: Kuun puolivarjopimennys

Kuunpuolivarjopimennys
9.2.2009 kello 17.03.
Kuva Kari A. Kuure

Vuorokauden vaihtumisen jälkeen lokakuun 19. päivänä tapahtuu Kuun puolivarjopimennys. Kuten aina, tälläkään kertaa puolivarjopimennyksen havaitseminen ei ole helppoa kahdesta syystä: Ensinnäkin puolivarjopimennyksissä Kuun kirkkaus vähenee vain vähän, ja toiseksi tällä kertaa Kuu ei siirry puolivarjoon täysin, vaan ainoastaan puoliksi. Pimennys näkyy sään salliessa alusta loppuun koko Suomen alueella.

Pimennys alkaa 19.10. kello 0.50.38 Suomen aikaa. Tällöin Kuu on taivaalla kutakuinkin etelässä ja hieman havaintopaikasta riippuen alle 40° korkeudella, Tampereella 38,5°.  Pimennys on syvimmillään kello 2.50.17 jolloin 76 % Kuun halkaisijasta on puolivarjossa, joka kattaa Kuun eteläisen pallonpuoliskon ja osa pohjoisen pallonpuoliskon ekvaattorilta keskileveyksille. Pimennys päättyy kello 4.49.49, jolloin Kuun on jo siirtynyt länsilounaaseen hieman alle 25° korkeuteen (Tampereen horisontissa).

Paljain silmin osittaisen kuunpimennyksen havaitseminen kyllä onnistuu, mutta kirkkauden muutosta on vaikea havaita. Parhaiten pimennyksen saa näkyviin valokuvaamalla, jos kamerassa on käsisäädöt – automaattivalotuksella eroja ei synny.

Ennen pimennystä kuvataan Kuuta oikealla valotuksella siten, että mikään kohta kuunpinnasta ei ole ylivalottunut. Ylivalotuksen huomaa parhaiten esimerkiksi Tycho-kraatterin vaaleasta pohjasta; jos se on täysin valkoinen tai ylivalotuksen merkki vilkkuu sen kohdalla (tai missä tahansa kohdassa), valotusta on vähennettävä. Kun oikea valotus on selvillä, asetetaan kameran valotusarvot käsisäädöistä ja otetaan vielä testi ja ensimmäiset vertailukuvat. Kuuta kuvatessa on syytä käyttää jalustaa!

Pimennyksen alettua, kameran pidetään käsisäätöillä ja muuttamatta valotusta kuvataan Kuuta. Kovin tiheästi kuvia ei ehkä ole tarpeen ottaa, luultavasti kerran 10 minuutissa on riittävä. Kuvat voi ajoittaa siten, että syvimmän pimennyksen aikaan tulee kuva otettua. Näin jatketaan pimennyksen loppuun asti ja sen jälkeen otetaan vielä pari vertailukuvaa.

Kuvankäsittelyssä voi sitten kuvista tehdä kuvamontaasin, eli yhteen isoon kuvaan kootaan koko sarja. Näistä kuvista (jos kuvankäsittelyssä ei ole säädetty kirkkautta eikä kontrastia) syntyy sarja, jossa pimennyksen kulku ja Kuun kirkkauden muutos tulevat näkyville. Tämäkään menetelmä ei ole täysin varma sillä, kirkkauden muutos on todella vähäinen.

Miljardin tähden tähtiluettelo

Taiteilijan näkemys avaruudessa
työskentelevästä Gaia-observatoriosta.
Kuva ESA.

Tähtitieteessä mahdollisimman kattavat tähtiluettelot ovat olennainen osa tiedettä. Eikä pelkästään luettelo, vaan tähtien paikat, ominaisliikkeet ja spektrit ovat erittäin tärkeitä luettelojen tietoja. Hyvin monet nykyisinkin toimivat observatoriot ovat aikoinaan perustettu tähtiluettelojen tekemistä varten.

Nykyaikana on siirrytty luettelojen tekemisessä avaruusaikaan. Avaruudessa kartoitustyötä tekevät satelliitit välttyvät ilmakehän aiheuttamilta virheiltä ja luetteloista pystytään tekemään aikaisempaa tarkempia ja monipuolisempia. Aivan lähiviikkoina (lokakuun loppupuolella) Euroopan avaruusjärjestö (ESA) laukaisee Gaia-observatorion, joka tulevan viiden vuoden aikana tekee miljardin tähden kartoituksen.

Gaian kartoittama tähtimäärä on laajin mitä milloinkaan on pystytty luetteloimaan, mutta siitä huolimatta se on vain 0,5–1 % Linnunradan kaikista tähdistä. Niinpä luetteloon päätyvät vain Linnunradassamme lähietäisyydellä olevat tähdet. Tästä rajoittuneisuudesta huolimatta kartoitustyö antaa tutkijoille työkaluja Linnunradan tutkimiseen. Luonnollisesti koko tähtitiede tieteenä hyötyy hankkeesta mitä suurimmassa määrin.

Gaia kartoittaa kaikki näkyvissä olevat tähdet 20^m kirkkauteen^[1] asti. Hieman kirkkaimpien tähtien (≥15^m) paikat Gaia määrittää 24 mikrokaarisekunnin tarkkuudella. Tarkkuus on riittävä määrittämään hiuksen vahvuuden 1000 km etäisyydeltä. Paikanmäärityksen tarkkuus merkitsee myös sitä, että lähitähtien etäisyydet pystytään määrittämään aikaisempaa suuremmalla 0,001 % tarkkuudella. Etäämpänä olevien (≥ 30 000 valovuotta) tähtien etäisyysmittauksessa saavutetaan 20 % tarkkuus.

Gaian tähtikartoitukseen käytettäviä kaukoputkia on kaksi 1,45 × 0,5 m peiliä, joiden polttoväli on 35 metriä. Ne ovat toisiinsa nähden 106,5° kulmassa. Näistä valo johdetaan apupeilien avulla ccd-kameraan ja muihin optisiin mittalaitteisiin. Optisen reitin kaksi viimeistä peiliä, ccd-kamera ja mittalaiteet ovat yhteisiä molemmille kaukoputkille.

Tähtien etäisyydet määritetään havaitsemalla tähtien parallaksia ja kuinka se muuttuu ajan myötä. Tulevan viiden vuoden aikana observatorio tekee havaintoja jokaisesta tähdestä 70 kertaa. Observatorio sijoitetaan LaGrangen-pisteeseen L2, joka sijaitsee maapallolta katsoen vastakkaisella puolella kuin Aurinko. Sijoituspaikka on hyvin edullinen, sillä niin Aurinko kuin Maa ja Kuu jäävät samalle puolelle taivaanpalloa ja observatorio kiertäessään L2-pistettä  tarvitsee vain hyvin vähän ohjausta (=polttoainetta).

Gaian teleskooppien suuren herkkyyden ansiosta se kykenee havaitsemaan tuhansia asteroidivyöhykkeen kappaleista. Erityisesti aurinkokunnan pienkappaleista Maata lähestyvät asteroidit (NEO) ovat luonnollisia havaintokohteita. Näitä uskotaan havaittavan useita tuhansia. Tutkijoita kiinnostaa erityisesti NEO-asteroidien radat ja Gaia pystyy tuottamaan hyvin suuren määrän havaintotietoa myös näistä kohteista.

Gaialla on vielä kolmaskin kohdetyyppi, jota se pystyy havainnoimaan erityisen suurella tarkkuudella ja joilla on suuri tieteellinen merkitys. Kohderyhmä on tähdet, joilla on radoillaan kiertäviä eksoplaneettaoja. Kohteiden havaitsemiseen Gaian instrumenttien ominaisuudet ovat mitä ihanteellisimmat: Tarkka astrometrinen paikanmääritys paljastaa eksoplaneettojen aiheuttaman tähtien huojunnan järjestelmän massakeskipisteen ympäri ja tarkka kirkkauden määritys puolestaan paljastaa eksoplaneetat, jotka kiertoradallaan joutuvat tähden eteen. Tähdestä tuleva valo himmene joksikin aikaa, ja himmeneminen on mitattavissa. Toistuessaan voimme päätellä tähteä kiertävän planeetan kiertoajan, radan kaltevuuden ja planeetan massan. Spektrometriset havainnot puolestaan voivat kertoa planeetan lämpötilasta, mahdollisesta ilmakehästä ja sen paineesta, sekä sen, löytyykö planeetoilta vettä, happea ja metaania?

Huomautukset

[1] Tähtitaivaan kohteille on määritetty kirkkaus (=magnitudi) asteikolla, jossa yleisesti himmein paljain silmin näkyvä tähti on kirkkaudeltaan 6^m. Pieni m-kirjain yläindeksinä viittaa tähtitieteessä käytössä olevaa kirkkausasteikkoon. Mitä pienempi kirkkautta osoittava luku on, sitä kirkkaampi kohde, esimerkiksi Siriuksen kirkkaus on noin –1,5^m , täysikuun noin –12,5^m ja Auringon noin –27,5^m.

Yhden kirkkausyksikön ero merkitsee noin 2,51-kertaista ja viiden yksikön ero merkitsee 100-kertaista eroa kirkkaudessa. Gaian havaitsemat himmeimmät tähdet (20^m) ovat noin 1/400 000 siitä kirkkaudesta mitä paljain silmin pystytään havaitsemaan täysin pimeässä paikassa.

IPCC:n raportti ei huomioi Auringon aktiivisuuden vaihtelun vaikutusta

Auringon aktiivisuus lähentelee
jälleen minimia. Kuva Kari A. Kuure.

Perjantaina 27.9.2013 julkaistiin IPCC:n viidennen arviointiraportin ensimmäinen osa. Kuten arvata saattoi, IPCC näkee ilmastonmuutoksen ihmisen toiminnan aiheuttamaksi ja lämpenemisen olevan hyvin voimakasta näkyvissä olevan tulevaisuuden ajan. Raportti pelottelee lukijoitaan ja valtiollisia päättäjiä jopa viiden asteen maapallon keskilämpötilan nousulla tämän vuosisadan loppuun mennessä.

En tässä yhteydessä ryhdy ruotimaan raportin sisältöä, sen tulevat tekemään monet muut tahot. Raportista varmasti löytyy virheitä ja paljon ja yksi näitä virheitä etsivä ja osoittava taho on NIPCC eli Valtioista riippumaton kansainvälinen ilmastopaneeli. ”NIPCC on nimensä mukaisesti tiedemiesten ja tutkijoiden

yhteenliittymä, jonka tarkoituksena on ymmärtää ilmastonmuutoksen syitä ja seurauksia.” Näin he määrittelevät itse oman toimintansa.

NIPCC on julkaissut oman raporttinsa IPCC:n neljännen arviointiraportin perusteella. Raportin nimi on ”Ilmastonmuutos uudelleen harkittuna II Fysikaalinen tiede. Raportti sinällään on laaja ja siitä tehty yhteenvetokin 24-sivuinen. Näin ollen yhteenvedonkin käsitteleminen tai esitteleminen on tässä yhteydessä mahdotonta. Niinpä nostankin esiin raportista vain kohdan jossa käsitellään Auringon vaikutusta maapallon ilmastoon. Se kun tuntuu unohtuneen kokonaan IPCC:n neljännestä arviointiraportista. Nyt julklaisuvuorossa oleva IPCC viides arviointiraportti tulee saamaan samanlaisen käsittelyn ja ehkä jo ensivuonna saamme lukea mitä virheitä uuteen raporttiin on onnistuttu lisäämään.

Toivottavasti NIPCC ja sen suomentajajoukko ei vedä hernettä nenäänsä kun julkaisen heidän työstään lainauksena listauksen 7 ”Avainfaktoja Auringon vaikutuksista”:

• Kasvavien todisteiden mukaan Maan pintalämpötila määräytyy vahvasti Auringon aktiivisuuden (vaihtelujen) mukaan. Esimerkkeinä aurinkoperäisestä lämpimästä ajanjaksosta voi mainita keskiajan lämpökauden, pikku jääkauden sekä 1900-luvun alun lämpimän vaiheen.

• Auringon vaikutus 1900-luvulla havaittuun lämpenemiseen voi olla 66 %, mahdollisesti enemmän.

• Auringon aktiivisuuden on empiirisesti raportoitu korreloivan vahvasti monien ilmastollisten indeksien kanssa, ml. lämpötilat, sademäärät, kuivuus, tulvat, virtaamat ja monsuunit.

• IPCC:n mallit eivät ota huomioon todennettuja empiirisiä korrelaatioita Auringon aktiivisuuden, kosmisen säteilyn ja (ala)pilvien muodostumisen välillä.

• Auringon ja CO2:n väliset riippuvuudet eivät ole selvillä; nykyisen ilmastomallit eivät ota useitakaan auringon vaikutuksista huomioon.

• Auringon viimeaikainen passiivisuus ja aurinkosyklien vaiheiden ekstrapolointi tulevaisuuteen viittaavat planeetan kylmenemiseen lähivuosikymmeninä.

Lähde: “Chapter 3. Solar Forcing of Climate,” Climate Change Reconsidered II: Physical Science (Chicago, IL: The Heartland Institute, 2013).

Suomenkielinen yhteenveto löytyy täältä^[1] ja alkuperäinen englanninkielinen raportti täältä^[3].

Tässä yhteydessä suuri mielenkiinto kohdistuu NIPCC:n raportin kappaleeseen 3 Solar Forcing of Climate^[4], jonka perusteella edellä esitetty lista Auringon vaikutuksista on laadittu. Raportin kappaleen 3 pituus on 102 sivua, joten kahlattavaa riittää.

Seuraavaksi lainaan itseäni vuodelta 2008, jolloin kirjoitin lehtiartikkelin Mikä vikana Auringossa?

Artikkelissa käsittelin Auringon toimintaa käsitteleviä tutkimuksia ja nostin esille brittitutkimuksen tulevista auringonpilkkujaksoista. Nyt hieman yli viisi vuotta myöhemmin näyttää siltä, että tutkimus on ainakin näin ennusteen alkupäässä osunut täydellisesti kohdalleen.

Lainaus alkaa

Brittitutkimuksen ennuste tulevista
auringonpilkkujaksoista. Nykyinen
jakso 24 on toteutunut täysin
ennusteen mukaisena. Tumma viiva
on toteutunut aktiivisuus ja harmaa
on ennuste.

Syyskuussa 2006 julkaistiin Space Weather  -tiedejulkaisussa tutkimus, joka käsitteli juuri Auringon erilaisia jaksollisia ilmiöitä ja niiden vaikutusta Auringon aktiivisuuteen ja sitä tietä myös auringonpilkkujen esiintymiseen. Tutkimusta johti brittiläinen tutkija Mark A Clilverd ja mukana oli myös Sodankylä geofysiikan observatoriossa työskennellyt Thomas Ulich. Tutkimuksen tulos on erittäin mielenkiintoinen, sillä sen antama ennuste poikkeaa selvästi NASAn ja NOAAn ennusteista.

Brittitutkimuksen mukaan Auringon toimintaan vaikuttavien jaksojen pituudet ovat perinteisen 22-vuoden jakson (2×11 vuotta) lisäksi 53, 88, 106, 213 ja 420 vuoden jaksot. Luultavasti Auringossa on vieläkin pitempiaikaisia jaksoja (noin 1500 ja 2300 vuotta), mutta ne tunnetaan huonosti ja niiden huomioon ottaminen aktiivisuusennusteita laadittaessa on tavattoman vaikeaa. Tutkimuksessa tarkasteltiin Auringon aktiivisuutta 1700-luvun puolivälistä alkaen. Tutkijoiden laatiman mallin antamilla tuloksilla on hyvä vastaavuus todellisuuteen aina näihin päiviin asti. Näin ollen tuntuisi uskottavalta, että brittitutkimus pystyisi ennakoimaan varsin hyvin myös tulevat aktiivisuuskaudet ja niiden voimakkuudet.

Tutkimusryhmä ennustaa jakson 24 voimakkuuden olevan huomattavasti heikompi kuin NASAn ja NOAAn ennusteiden mukaan tulisi olemaan. Brittitutkijat ennustavat jakson aktiivisen huipun asettuvan alle puoleen siitä arvosta mitä NOAA ennustaa. Tämä merkitsee suunnilleen Oortin minimin (1000-luvulla) valinnutta tasoa. 

Tutkimuksen mukaan Auringon aktiivisuuden hiljainen vaihe tulee kestämään vielä pidempään.  Ennusteen kertoo, että jaksojen 25–27 aktiivisuushuiput olisivat hyvin matalia ja nykyiselle tasolle päästäisiin vasta jaksossa 28, joskus vuoden 2044 tienoilla. Sen jälkeen seuraisi joukko aktiivisuudeltaan normaaleina pidettäviä jaksoja, kunnes vuoden 2100 jälkeen jakso 33, olisi jo huomattavasti heikompi. Alamäki jatkuu ja seuraava, jakso 34 jää käytännössä välistä pois, ja jakso 35 tulisi olemaa heikko, tasoltaan suunnilleen jakson 33 tasoinen. Julkaistu ennuste ei ulotu tämän pidemmälle.

Lainaus päättyy

Edellisessä lainauksessa korostin vahvennetulla tekstillä tämän nykyisen auringonpilkkujakson täysin kohdalleen osunutta ennustetta. Viimeisen kappaleen ”nykyisellä tasolla” tarkoitin auringonpilkkujakson 23 voimakkuutta, joka oli suunnilleen 1900-luvun keskitasoa. Artikkelini kirjoitusajankohta oli alkuvuosi 2008 ja nykyinen jakso 24 alkoi vuoden 2008 lopulla tai aivan 2008/2009 vuosien vaihetuessa.

Vuoden 1998 jälkeen maapallon keskilämpötila on laskenut. Merkittävää on huomata, että hiilidioksidin määrä samassa ajassa on kohonnut 8 %, mutta se ei näy mitenkään keskilämpötilassa. Samaan aikaan Auringon aktiivisuus on mennyt sekin alamäkeä ja tilanne siis näyttäisi pysyvän samansuuntaisena tulevina vuosina. Tämä kehityssuunta näyttäsi vahvistavan sitä ajatusmallia, että Auringon aktiivisuus ja sen vaihtelut ovat määräävät tekijät maapallon ilmastollisessa kehityksessä. Maunderin minimi ja koko Pieni jääkausi aiheutui aktiivisuusminimistä ja jos Auringon aktiivisuus tulevina vuosikymmeninä pysyy edelleen minimitasolla, ilmastonmuutoksessa ei ole odotettavissa ainakaan lämpenemistä. Kysymys kuuluu, että riittääkö hiilidioksidipäästöt edes kumoamaan odotettavissa olevaa viilenemistä?

Linkit

[1] http://www.ilmastofoorumi.fi/wp-content/uploads/2013/09/ccr-ii-fysikaalinen-tiede-yhteenveto-paattajille.pdf

[2] Ilmastofoorumi, http://www.ilmastofoorumi.fi/2013/09/26/riippumaton-tieteellinen-yhteenvetoraportti-halventaa-huolia-ilmastonmuutoksesta/

[3] http://climatechangereconsidered.org/

[4] http://heartland.org/media-library/pdfs/CCR-II/Chapter-3-Solar-Forcing.pdf

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/

Syyspäiväntasaus

Aurinko paistaa syystasauksen 

aikaan molemmilla navoilla. 

Keskileveyksillä päivän pituus 

lähentelee 12 tuntia mutta on 

vielä kuitenkin selvästi yötä 

pidempi.  

Piirros Kari A. Kuure.

Syyspäiväntasaus on tänään (22.9.2013) kello 23.43. Tällöin Aurinko ylittää tähtitaivaan ekvaattorin ja siirtyy sen eteläpuolelle. Ylitys tapahtuu Auringon ollessa Neitsyen tähdistössä. Tämän alueen tähtitaivaasta voimme nähdä parhaiten kevättalvella.

Auringon näennäinen rata tähtitaivaalla muodostaa aaltoviivan, jonka toinen puoli on ekvaattorin pohjoispuolella ja toinen eteläisellä taivaalla. Tällainen näennäinen rata on seurausta siitä, että maapallo on kallistunut ratatasonsa kohtisuorasta noin 23,5 astetta. Maapallo kiertää ratansa kerran vuodessa pitäen pyörimisakselinsa samassa suunnassa tähtien suhteen. Tästä seuraa, että vuoroin pohjoisnapa (kesällä) ja etelänapa (talvella) ovat hieman kallistuneena Aurinkoa kohti.

Maapallon kiertoliikkeestä johtuen Aurinko näyttää kulkevan radan kerran vuodessa, jolloin taivaan ekvaattorin ylitys tapahtuu kahdesti vuodessa. Näitä tapahtumia kutsutaan päiväntasauksiksi: keväällä kevätpäiväntasaukseksi ja syksyllä syyspäiväntasaukseksi.

Päiväntasaus puolestaan viittaa päivän ja yön yhtäläiseen pituuteen. Tosin se on vain likimääräistä, sillä tarkkaan ottaen tasauspäivinä aika auringonnoususta auringon laskuun on jonkin verran 12 tuntia pidempi. Riippuu hieman paikkakunnasta kuinka suuri tämä ero on, Suomessa vaihteluväli tänä vuonna on noin 11 tai 12 minuuttia (riippuu pyöristyksestä täyteen minuuttiin).

Yllättävä tieto saattaa olla se, että myös maantieteellisellä pituudella on merkitystä päivän pituuteen. Tampereella 24.9. päivän pituus on vielä minuutin (muista ajan pyöristys) pitempi kuin yö, mutta seuraava yö on jo 2 minuuttia pitempi. Tampereen leveydellä täytyisi siirtyä pituuspiirille 0° jotta yö ja päivä olisi tasan 12 tuntia. Muilla leveyksillä tilanne on toinen.

Yön ja päivän yhtäläiseen pituuteen liittyvä väärinkäsitys tulee entistä ilmeisemmäksi jos valitsemme havaintopaikaksemme vaikkapa molemmat maantieteelliset navat. Pohjoisnavalla tasauspäivänä Aurinko näkyy edelleen horisontin yläpuolella. Siellä on hieman yli puolivuotta kestänyt päivä päättymässä, mutta auringonlasku tapahtuu vasta 23. päivänä kello 16 Suomen aikaa.

Etelänavalla tilanne on päinvastainen. Siellä Auringon yläreuna kohosi horisontista tänään 22.9.2013) kello 7. Etelämantereen päivän pituus on sekin noin puolivuotta ja ilta koittaa vasta ensi maaliskuussa muutama vuorokausi kevätpäiväntasauksen jälkeen.

Siirryttäessä navoilta kohti ekvaattoria, päivän ja yön välinen ero kaventuu nopeasti mutta ei poistu. Tämä johtuu siitä, että maapallolla on ilmakehä. Ilmakehä muuttaa horisontista tulevan valon kulkureittiä siten, että Aurinko näyttää nousseen kokonaisuudessaan horisontin yläpuolelle, kun ilmattomalla maapallolla se olisi vielä kokonaan horisontin alapuolella. Samasta syystä horisontin läheisyydessä näkyvät Aurinko ja Kuu ovat litistyneet voimakkaasti.