B-moodi havaittiin

Gravitaatioaaltojen jättämät B-moodin
polarisaatiojäljet kosmisessa
taustasäteilyssä. Kuva BICEP2.

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics tutkijat professori  John Kovacin johdolla ovat havainneet Etelänavalla sijaitsevalla BICEP2 koelaitteistolla kosmisesta mikroaaltosäteilystä (CMB)[1] B-moodin eli spiraalimaisesti polarisoituneen säteilyosan.  Havainto on merkittävä, sillä B-moodi syntyi kosmiseen mikroaaltotaustasäteilyyn gravitaatioaaltojen[2] aiheuttamana. Gravitaatioaallot puolestaan syntyivät maailmankaikkeuden inflaatiokauden[3] aikana, noin 10^-35 sekunnin ikäisessä maailmankaikkeudessa.

Tutkijat itsekin olivat yllättyneitä havaitsemisen helppoutta. He odottivat joutuvansa etsimään hyvin heikkoa signaalia valtavan kohinamäärän joukosta, mutta B-moodin signaali oli yllättävän voimakas ja selkeä. Voimakas signaali osoittaa käytetyn havaintolaitteiston (BICEP2) olevan erityisen sopiva etsittynä olevaan ilmiöön. Kolmen kauden (2010–2012) kerätty mittausdata sopii teoreettisiin malleihin.

Kovacin ryhmän kehittämä havaintolaitteena on täysin jäähdytetty BICEP2 laitteisto, jonka ”aukko” on vain 26 cm. Sen havaintoinstrumenttina toimii 512 antennia kytkettynä TES (transition edge sensor) kanssa, jolloin ne muodostavat 150 GHz bolometrin[3]. Ilmaisinlaitteisto on jäähdytetty 0,25 K lämpötilaan. Suomeksi tämä tarkoittaa sitä, että BICEP2-laitteisto on pienehkö kaukoputken tapainen mikroaaltoja vastaanottava laitteisto ja se pystyy havaitsemaan kosmisesta mikroaaltosäteilystä äärimmäisen pieniä lämpötilavaihteluita ja polarisaatiosuunnan.

BICEP2-laitteisto musituttaa rakenteellisesti
pienehköä harrastajakaukoputkea mutta
vastaanottaa mikroaaltoja.
Kuva Steffen Richter (Harvard University).

Kuten tieteessä tavallisestikin, uutinen vähäisestä havainnosta voi tuntua lähes merkityksettömältä jokapäiväiselle elämällemme. Uutisen arvoa tieteellekin on vielä tässä vaiheessa vaikea arvioida, mutta selvästi tässä ollaan merkittävimpien kosmologisten havaintojen äärellä. 

Nykyiseen standardimalliin sisältyvä kosminen inflaatio on yksi perustekijöistä, johon nykyinen käsityksemme maailmankaikkeuden rakenteesta ja kehityksestä nojautuu. Tähän asti todisteet inflaation esiintymisestä ovat olleet epäsuoria ja lähinnä perustuneet erilaisiin simulaatioihin. Nyt ensimmäistä kertaa on pystytty siis havaitsemaan ilmiö, joka on syntynyt inflaation aikana.

Tutkimustulos on ainutkertainen ja se täytyy varmentaa monta kertaa. Erityisesti tutkimusryhmän itsensä täytyy tehdä moninkertaisia varmistuksia ja tarkistuksia sekä toisten tutkimusryhmien täytyy tehdä varmentavia havaintoja ennen kuin tutkimus on varmaa tieteellistä tietoa. Tarkkaan ottaen, jos tutkimustulos osoittautuu oikeaksi (se on jo nyt tilastollisesti merkitsevä) niin siinä on tehty kaksi merkittävää läpimurtoa: ensimmäinen on siis suora havainto inflaation esiintymisestä ja toinen on ensimmäiset todelliset havainnot gravitaatioaalloista.

Luultavasti aivan lähiaikoina saamme lisää julkaistuja tutkimuksia B-moodista, sillä Planck-observatorio on kartoittanut koko maailmankaikkeudesta tulevan kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn erittäin suurella tarkkuudella ja herkkyydellä. Jos sen kokoamasta datasta löytyy sama B-moodin säteily, havaintojen tieteellinen merkittävyys on valtava. Itse vertaisin havaintoa CMB:n löytämiseen vuonna 1968. Eikä Planck ole ainoa tutkimusprojekti, jossa B-moodi voidaan varmistaa. Sen kanssa kilpailevia projekteja on useita kuten Polarbear, Spider ja EBEX vain muutamia projektien nimiä mainitakseni.

Tutustu myös aihepiiriin liittyviin aikaisempiin artikkeleihin tässä blogissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/12/merkittava-havainto-etelamantereella.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/10/planck-observatorio-suljetaan.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/03/yllattavia-tuloksia-planck-luotamen.html

Huomautukset

Maailmankaikkeuden kehitys.
Kuva Wikimedia Commons.

[1] Kosminen mikroaaltosäteily syntyi noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa, kun laajenevan maailmakaikkeuden lämpötila oli pudonnut sellaisiin lukemiin, että elektronien sitoutuminen atomiytimien orbitaaleille oli mahdollista. Maailmankaikkeuden täyttänyt aine muuttui sähköisesti neutraaliksi ja sähkömagneettinen säteily (mm. valo) pääsi etenemään aineesta riippumatta. Nykyinen maailmankaikkeus on paljon laajempi kuin silloin, joten lämpötila on laskenut edelleen ja nykyisin se on noin 2,7 K. Taustasäteilyn aallonpituus on kasvanut (punasiirtynyt) ainakin tuhatkertaiseksi ja se havaitaan mikroaaltojen aallonpituudella.

(2] Nykyisen käsityksen mukaan inflaation aikana yksi merkittävimmistä tekijöistä oli voimakkaat gravitaatioaallot (IGW), jotka risteilivät laajentuvassa maailmakaikkeudessa. Gravitaatioaallot syntyivät inflaationaikaisissa tapahtumissa, joissa gravitaatio erkaantui muista luonnon perusvoimista (vuorovaikutusvoimista). Perusvoimat gravitaation lisäksi ovat heikko- ja vahva vuorovaikutus sekä sähkövuorovaikutus, jotka erottuivat toisistaan myöhemmin.

Gravitaatioaalloille on ominaista, että ne edetessään tiivistävät, laajentavat ja muuttavat ja muuttavat aika-avaruuden sädettä edetessään maailmankaikkeudessa. Ne ovat jättäneet oman jälkensä paljon myöhemmin syntyneeseen kosmiseen mikroaaltosäteilyyn (CMB) niille tyypillisenä spiraalipolarisaationa. Näin ollen B-moodi on yksi vahvimmista osoituksista tapahtuneesta inflaatiosta.

Ajatuksen B-moodista, eli spiraalista polarisaatiosta kosmessa taustasäteilyssä, keksi professori Marc Kamionkowski Johns Hopkins yliopistosta vuonna 1997.

[3] Inflaatio on 1980-luvulla useiden tutkijoiden kehittelemä malli, jolla pyrittiin ratkaisemaan ns. horisonttiongelma ja se, että maailmankaikkeus on hyvin isotrooppinen. Päärooliin näistä teorioista nousi Alan Guthin malli, jonka mukaan aikavälillä 10^-36–10^-33 sekunnin ikäinen maailmankaikkeus laajeni äärimmäisen nopeasti tasoittaen lämpötilaeroja ja mahdollisti nykyisin havaitsemamme maailmankaikkeuden rakenteen syntymisen. Luonnollisesti Guthin malli ei ollut täysin valmis julkaisunsa aikana, joten sitä on kehitetty paljon eteenpäin kuluneina vuosikymmeninä. Nykyisin Alan Guth toimii professorina MIT:ssä (Massachusetts Institute of Technology).

[4] Bolometri on ilmaisin, jonka tunnistinosa reagoi vastaanottamaansa signaalin energiaan lämpötilamuutoksella. Nykyisin bolometrit voidaan rakentaa (virittää) erittäin herkiksi ja tiettyyn käyttötarkoitukseen sopiviksi. Yksittäisistä tunnistinosista voidaan rakentaa digitaalikameroiden tapaisia tunnistin matriiseja, jolloin vastaanotetusta signaalista voidaan muodostaa ”kuvia”.

Muuttavatko neutriinot makuaan maapallon ytimessä?

SuperKamiokande hiukkasilmaisin.
Kuva: Kamioka Observatory,
ICRR (Institute for Cosmic Ray Research),
The University of Tokyo.

Neutriinot ovat salaperäisiä hiukkasia, joita hiukkasfyysikot ovat tutkineet jo muutaman vuosikymmenen ajan. Hiukkaset ovat lähes massattomia, ne etenevät lähes valonnopeudella ja vuorovaikuttavat [1] tavallisen aineen kanssa hyvin heikosti. Vuorovaikutuksen heikkoudesta johtuen, neutriinojen havaitseminen ei ole aivan helppoa.

Tavallisimmin neutriinoja havaitaan valtavissa puhdasvesisäiliöissä, joissa silloin tällöin voidaan havaita neutriinon törmäys atomiytimeen. Törmäyksen seurauksena syntyy suurenergisiä elektroneja ja myoneja[2]. Niiden etenemisnopeus vedessä ylittää valonnopeuden ja sen seurauksena syntyy lyhyt pulssi Cerenkovin[3] säteilyä.

Yksi tunnetuimmista neutriinoilmaisimista on japanilainen SuperKamiokande, jossa on 50 000 tonnia erittäin puhdasta vettä. Ilmaisin on rakennettu noin 300 km etäisyyteen Tokiosta Hidan kaupungkiin noin 1000 metrin syvyydessä olevaan kaivokseen[4]. Säiliön seinille on asennettu yli satatuhatta valoilmaisinta, joiden havaitsemat vesitilassa syntyneet välähdykset lasketaan. Osa välähdyksistä on neutriinojen aikaansaamia.

Neutriinoja on maailmankaikkeudessa paljon. Silti aurinkokuntamme voimakkain neutriinolähde on Aurinko, jonka ytimestä tulee hyvin tasainen neutriino vuo. Neutriinovuo ei kuitenkaan ole niin voimakas kuin mitä teoria ja laskelmat ennustavat. Näyttäisi siltä, että noin puolet [5] neutroneista puuttuisi.

Salaperäisyyden verhoa kuitenkin onnistuttiin hieman raottamaan siinä vaiheessa, kun tutkijat löysivät neutriinojen ”maut”. Neutriinoja on kolme eri tyyppiä: elektronin, taun ja myonin neutriinot. Näistä elektronin neutriinoja voidaan havaita SuperKamiokande-tyyppisellä ilmaisimella, muiden makujen jäädessä havaitsematta.

Auringon puuttuvan neutriinovuon arvoitus oli neutriinojen muuntuminen (oskillaatio) mausta toiseen. Lähes kaikki neutriinot syntyvät elektronin neutriinoina, mutta matkallaan Auringosta pois, ne muuttuvat toisen makuiseksi. Havaintojen mukaan alle 2 MeV energisistä neutriinoista puolet ja tätä suurempi energisistä neutriinoista vielä suurempi osuus muuttaa makuaan ennen maapallon saavuttamista.  Muutos on mahdollinen, jos neutriinoilla on vähäinen massa.

Tutkijat ovat analysoineen SupeKamiokanden tuottamaa dataa jo 18 vuoden ajalta. Se osoittaa, että neutriino määrä näyttäisi kohoavan noin 3,2 % yöaikana, kun sitä verrataan päiväaikana saavutettuun määrään nähden. Tulos on mielenkiintoinen, vaikkakaan ei tilastollisesti merkitsevä. Jotta se voitaisiin hyväksyä todelliseksi ilmiöksi, havaintojärjestelmän tarkkuus pitäisi olla karkeasti ottaen kaksinkertainen.

Neutriinojen maun muuttuminen tunnetaan tutkijoittensa mukaan Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein (MSW) ilmiönä. Se selittää myös neutriinojen edelleen muuttumisen maapallon läpäisyn aikana. Maapallon rautapitoisessa ytimessä on sen verran tiheästi elektroneja, että niiden ja neutriinojen välinen vuorovaikutus muuttaa osan taun ja myonin neutriinoista takaisin elektronin neutriinoiksi. Tämä selittää SuperKamikanden havaitseman neutriinomäärän vähäisen kasvun.

Jotta ilmiö voitaisiin varmasti todeta, sen havaitsemiseen tarvitaan herkempi ja isompi neutriinoilmaisin. Tällä hetkellä tutkijayhteisön suunnitelmissa onkin rakentaa HyperKamiokande, josta on tulossa 25 kertaa suurempi ilmaisin kuin edeltäjänsä.

Huomautukset

[1] Hiukkasfysiikassa vuorovaikutuksella ymmärretään joko heikkoa tai vahvaa vuorovaikutusta (muut ovat sähkövoima ja graviaatio). Vahva vuorovaikutus toimii kvarkkien välillä protonien ja neutronien sekä atomiytimien koossa pitävänä voimana. Heikko vuorovaikutus ilmenee erillisten hiukkasten välisenä vaikutuksena esimerkiksi hiukkasen muuttuessa toiseksi. Heikko vuorovaikutus välittyy välittäjähiukkasten, bosonien, kuljettamana.

[2] Myonit ovat elektroninkaltaisia sähkövarauksen omaavia, mutta elektronia massiivisempia hiukkasia. Hiukkanen ei kuitenkaan ole stabiili vaan hajoaa noin 2,2 mikrosekunnissa elektroniksi, myonin neutriinoksi ja elektronin antineutriinoksi.

[3] Cerenkovin säteilyä havaitaan mm. ydinvoimaloissa jäähdytysvesialtaissa näkyvänä sinisenä hohteena. Vedessä valonnopeus on vain noin 0,75 × valonnopeus tyhjiössä (c). Suurin osa Cerenkovin säteilystä vedessä syntyy uv-säteilyn aallonpituudella.

[4] Sijoituspaikkana kaivos poistaa mitatusta datasta esimerkiksi kosmisen hiukkassäteilyn aikaansaaman kohinan, joka muutoin voisi peittää alleen todellisen neutriinovuon aikaansaaman signaalin. Neutriinovuohon 1 km paksuisella kalliolla ei ole vaikutusta.

[5] Kanadassa Sudbury Neutrino Observatory (SNO) tehdyissä kokeissa pystyttiin vuonna 2002 ja 2004 osoittamaan, että 2/3 Auringon neutriinoista vaihtaa makuaan ennen maapallolle saapumistaan. SNO käyttää raskasta vettä ja vuoden 2004 kokeessa sen lisäksi ruokasuolaa.

Harrastajan kaukoputki: Eq-jalustan suuntaus

Eq-jalusta ja siihen kiinnitetty
kaukoputki valmiina ensimmäisen
vaiheen suuntaukseen Pohjantähden
avulla. Säädön tarkkuus
riittää visuaaliseen havaitsemiseen.
Kuva Kari A. Kuure.

Ekvatoriaalisen eli eq-jalusta oikeaoppinen suuntaus voi olla ensimmäisen kaukoputkensa omistavalle kryptinen juttu, tai ainakin se voi tuntua siltä. 

Kaukoputken tai jalustan mukana tullut ohjekirjanen ei englanninkielisenä useinkaan perehdytä lukijaansa riittävän hyvin suuntauksen saloihin ja salaperäisyys tuntuu vain syvenevän. Todellisuudessa eq:t ovat aivan yhtä helppoja suunnattavia ja käytettäviä kuin mitkä muut jalustatyypit tahansa.

Ennen varsinaista suuntaamista on kuitenkin kiinnitettävä huomiota siihen, että jalusta kaukoputkineen ja tarvittavine lisälaitteineen on oikeaoppisesti koottu. Kokoamisen jälkeen tarkistetaan tasapainotukset ja etenkin etsimen suuntaus: sen tulee osoittaa samaan kohteeseen kuin pääkaukoputken. Ilman oikeaa etsimen suuntausta itse jalustaakaan ei saa suunnattua oikein.

Valmistelevia tehtäviä

Etsiydy hyvissä ajoin ennen suunniteltua havaintosession alkua havaintopaikalle ja kokoa kaukoputki käyttökuntoiseksi. Tämän jälkeen tarkista missä suunnassa on pohjoinen (tarvittaessa käytä kompassia) ja suuntaa tuntiakseli osoittamaan sitä. 

Säädä tuntiakselin korkeus samaksi kuin havaintopaikkasi maantieteellinen leveys on. Suomessa tämä tarkoittaa korkeuksia 60° – 70° ja muualla yleensä vähemmän. Joidenkin valmistajien malleissa tuntiakselin korkeutta ei voi säätää näin jyrkkään kulmaan, joten käyttäjä joutuu keksimään jonkinlaisen kiertotavan tämän ongelman poistamiseen.

Vielä on jäljellä yksi tehtävä ennen varsinaista suuntaamista. Käännä tuntiakseli niin, että jalustan vastapaino on jalustan pohjoispuolella mahdollisimman alhaalla. Usein pelkästään tuntiakselin lukituksen avaaminen riittää, mutta jotain pientä hienosäätöä voi joutua tekemään jos jalustan varastorasvat ovat jäykkiä esimerkiksi pakkasesta johtuen. 

Seuraavaksi käännä kaukoputkea niin, että sen deklinaatioksi tulee 90°. Tämä tietysti edellyttäisi kalibroitua deklinaatioakselin kehää, mutta lopputulos pitäisi olla kutakuinkin sellainen, että kaukoputki osoittaa taivaalle kohti pohjoista suunnilleen Pohjantähteen (katso viereinen kuva). Tämä on se sama asento jota näkee kaukoputkien myyjien luetteloissa kaukoputkien asentoina hyvin yleisesti.

Ensimmäinen vaihe

Kun olet edennyt tähän vaiheeseen, oletkin jo niin lähellä suuntausta, että voi odotella rahallisin mielin illan pimentymistä. Jos kaukoputken liikkeiden ja kuvakentän ilmansuunnat eivät ole selvillä, nyt viimeistään nämä pitäisi selvittää. Peruskaukoputki (linssikaukoputki) kääntää kuvan ylösalaisin ja peilikuvaksi. Jos ja kun usein käytetään kulmapeiliä ennen okulaaria, kuva kääntyy pohjois–eteläsuunnassa oikein mutta pysyy itä–länsisuunnassa peilikuvana. Myös käsiohjaimen suuntanäppäinten toimintasuunnat ja liikesuunnan näkyminen kuvakentässä pitäisi selvittää. Tee tarvittaessa muistiinpanoja.

Siinä vaiheessa kun tähdet näkyvät, etsi Pohjantähti. Kun olet tunnistanut tähden, asettele jalusta kaukoputkineen siten, että Pohjantähti näkyy etsimessä. Tarvittaessa käännä jalustaa horisontaalisesti ja säädä tuntiakselin korkeutta suuntaan tai toiseen.

Jos Pohjantähti näkyy etsimen kuvakentän keskellä, se pitäisi näkyä myös pääkaukoputken kuvakentässä, etenkin jos et käytä kovin suurta suurennusta. Säädä jalustan atsimuutti ja tuntiakselin korkeussäädöillä Pohjantähti kuvakentän keskelle. Voit toistaa säädöt käyttämällä suurempaa suurennusta useampaankin kertaan. 

Nyt olet tehnyt jalustan suuntauksen ensimmäisen vaiheen loppuun ja jalusta on suunnattu niin hyvin, että voit käyttää sitä visuaaliseen havainnointiin. Useampaan kertaan tehtynä, rutiini jalustan suuntaamisessa kasvaa ja suuntauksen voit tehdä nopeammin kuin mitä tähänastisen tekstin lukeminen on vienyt aikaa.

Toinen vaihe

Jalustan suuntaaminen valokuvauskäyttöön sopivaksi tarvitsee vielä hieman enemmän aikaa vievän vaiheen. Lisäksi olisi hyvä, jos käytössäsi olisi valaistulla ristikolla varustettu okulaari ja ainakin yksi Barlow-linssi.

Havainnekaavio tähden vaeltamisesta
(katso suuntauksen toinen vaihen)
lähellä etelämeridiaania. Piirron
ylemmässä osassa kohdetähti on valittu
meridiaanin itäpuolelta
ja alemmassa kohdetähti on meridiaanin länsi-
puolelta. Musta on tähden
todellinen reitti taivaalla.
Piirros Kari A. Kuure.

Ensimmäisen vaiheen jälkeen valitse etelätaivaalta meridiaanin itäpuolelta (tuntikulma enintään – 0,5 h) ja deklinaatioltaan alle ± 5° oleva tähti. Sen ei tarvitse olla mitenkään erityisen kirkas, joten mikä tahansa kriteerit täyttävä tähti kelpaa. 

Aseta tähti pääkaukoputken kuvakentän keskelle (ristikkoon) ja pysäytä seuranta. Tämän seurauksena tähti näyttää vaeltavan kuvakentässä länteen. Käännä okulaaria siten, että toinen ristikon haaroista tulee tähden kulkusuunnan mukaiseksi ja käynnistä seuranta. Palauta tähti ristikon keskelle.

Seuraa tähteä jonkin aikaa. Jalusta ei todennäköisesti ole kovinkaan tarkasti suunnattu, joten tähti vaeltaa pohjois–eteläsuunnassa (itä–länsisuunnan vaeltamisesta ei tarvitse välittää). Jos vaeltaminen tapahtuu etelään, tuntiakselia on käännettävä myötäpäivään. Jos vaeltaminen tapahtuu pohjoiseen, tuntiakselin atsimuuttisuuntaa on käännettävä vastapäivään.

Jos valitsit kohdetähden meridiaanin länsipuolelta (tuntikulma enintään 0,5 h), vaaditut säätöjen suunnat ovat päinvastoin; pohjoiseen vaeltava tähti: kääntö myötäpäivään ja etelään vaeltava tähti: kääntö vastapäivään. Tarvittava säätö on hyvin vähäinen, joten säätöruuveja ei ole syytä kääntää enempää kuin 1/8 kierrosta kerrallaan, jos sitäkään.

Säätö tehdään jalusta atsimuuttisäätöruuveilla. 

Havainnekaavio tuntiakselin korkeuden-
säädöstä tähtivaellusmenetelmällä.
Mustareitti on tähden todellinen liike
taivaalla, punainen kaukoputken liike
tuntiakselin ollessa liian matalalla
ja vihreä tuntiakselin ollessa liian
korkealla. Piirros Kari A. Kuure.

Toista seuranta jokaisen säädön jälkeen ja tarvittaessa kasvata suurennusta Barlow-linssiä käyttäen. Kun kohdetähti pysyy ristikossa tai itä–länsisuuntaisella haaralla 5–10 minuuttia, tuntiakselin atsimuuttisuunta on riittävän tarkka, riippuen toivotusta valotusajasta.

Seuraavaksi tarkistetaan tuntiakselin korkeus. Valitse itä- tai länsitaivaalta ekvaattorin läheltä ja vähintään 20 ° korkeudelta kohdetähti. Säädä ristikko-okulaarin asento edellä kuvatulla tavalla tähtitaivaan liikkeen mukaiseksi. 

Tämän jälkeen aloita seuranta kohdetähti ristikossa. Jos tähti vaeltaa etelään, tuntiakselin korkeutta on suurennettava ja jos se vaeltaa pohjoiseen, tuntiakselin korkeutta on vähennettävä. Jos et voinut valita kohdetähteä itätaivaalta, voit käyttää länsitaivaan tähteä, mutta silloin säätösuunnat myös vaihtuvat.

Säätö tapahtuu tuntiakselinkorkeuden säätöruuveilla. Toista seurantasäätö kunnes kohde pysyttelee ristikossa 5–10 minuuttia.  Viimevaiheessa tähden vaeltamista on hieman vaikea havaita. Tällöin apuna voi käyttää epäterävää kuvaa siten, että tähti näkyy levynä. Tällöin vähäinenkin vaeltaminen tulee helposti näkyväksi jo lyhyessä ajassa.

Jos käytössäsi on goto-seurannalla elektroniikalla varustettu jalusta, voit parantaa seurantatarkkuutta vielä ohjelmallisesti. Myös auto-guidaus parantaa merkittävästi seurantatarkkuutta, mutta näistä joskus toisella kertaa enemmän.

Asteroidi pirstoutui

Avaruuskaukoputki Hubble on onnistunut valokuvaamaan pääasteroidivyöhykkeellä [1] olevan asteroidin pirstoutumisen ainakin kymmeneen pienempään kappaleeseen. Ilmiö on harvinainen ja vastaavia pirstoutumisia on aikaisemmin nähty ainoastaan komeetoilla. Asteroidi P/2013 R3 on kuitenkin kiveä, joten kyseessä on mitä harvinaisin tapahtuma.

Asteroidi löydettiin syyskuun 15. 2013 Catalina ja Pan STARRS kartoitusohjelmassa. Tutkijoiden mielenkiinnon herätti sen sumuinen ulkonäkö, jonka alkuperän Keck-observatoriolla otetut kuvat lokakuun 1. päivältä osoittivat olevan muodostunut kolmesta kappaleesta.

Lopullisen varmuuden pirstoutuneesta asteroidista saatiin Hubblella otetuista kuvista lokakuun lopun ja tammikuun puolivälin välillä. Neljä kappaleista on noin 400 metriä halkaisijaltaan. Jokaisella suuremmalla kappaleella on oma komeettamainen pyrstö.

Asteroidin pirstoutumiseen on useita syitä. Ensimmäiseksi mieleen tuleva syy on asteroidien välinen törmäys. Tutkijoiden mukaan tällä kertaa tästä ei kuitenkaan ole kysymys, sillä jos näin olisi tapahtunut, pirstoutuneet osat erkanisivat toisistaan suuremmalla nopeudella kuin mitä nyt niiden vauhdin on havaittu olevan.

Todennäköisin syy on Auringon valon aiheuttama pyörimisnopeuden kasvu [2]. Lopulta pyörimisnopeus on kasvanut niin suureksi, että kappaleiden välinen gravitaatio ei ole pystynyt pitämään kappaleita yhdessä, vaan ne ovat irronneet toisistaan keskipakoisvoiman vaikutuksesta. Tällainen hajoaminen edellyttää, että asteroidi oli koostunut useammasta erillisestä kappaleesta, jotka olivat vain sattumalta takertuneet toisiinsa. Voi olla, että kivikasa-asteroidi on syntynyt asteroidien välisen törmäyksen vaikutuksesta ehkä miljardeja vuosia sitten.

Huomautukset

[1] pääasteroidivyöhyke sijaitsee Marsin ja Jupiterin ratojen välissä. Siellä arvellaan olevan satojatuhansia asteroideja Aurinkoa kiertävällä radalla.

[2] ilmiö tunnetaan YORP-ilmiönä (Yarkovsky–O’Keefe–Radzievskii–Paddack–ilmiö), joka muuttaa asteroidien ja muiden pienten kappaleiden pyörimisnopeuksia. Ilmiö selittyy auringonvalon imeytymisellä ja uudelleen emittoitumisella infrapunaisella aallonpituudella silloin, kun kappale on epäsäännöllisen muotoinen. Pyöreisiin kappaleisiin tällä ilmiöllä ei ole vaikutusta.

Pyörimisnopeutta muuttava voima syntyy kappaleen absorption ja emission välisestä ajallisesta viipeestä; emissio on voimakkainta kappaleen päiväpuolella noin kello 14 suunnassa. Infrapunaisen säteilyn aiheuttama vääntömomentti on äärimmäisen vähäinen, joten havaittaviin muutoksiin pyörimisnopeudessa kuluu hyvin pitkiä aikoja ja samalla se selittää pirstoutumisen harvinaisuuden.

Jos kappaleen pyörimissuunta on sama kuin sen kiertosuunta Auringon ympäri, YORP-ilmiö laajentaa myös spiraalimaisesti kappaleen kiertorataa. Vastaavasti jos pyörimissuunta on vastakkainen kiertosuunnalle, rata muuttuu spiraalimaisesti lyhyemmäksi. Tämä ilmiö toimii myös suuremmilla ja säännöllisenmuotoisilla kappaleilla.

Helmikuu oli Auringon toistaiseksi aktiivisin kuukausi

Aurinkopilkkulukujen vaihtelu kuukausittain. Kuvan oikealla
puolella on oleva punainen viiva on ennuste pilkkuluvun
tulevasta kehityksestä. Kuva NOAA/SWPC.

Auringon aktiivisuus vaihtelee tunnetulla ns. 11-vuoden jaksolla[1]. Todellisuudessa jakson pituus vaihtelee laajasti[2] ja vain harvoin aktiivisuusjakso sattuu olemaan juuri 11 vuotta pitkä.  

Pilkkujaksoon liittyy Auringon magneettikentän suunnan muuttuminen noin kahden jakson pituuden mittaisella syklillä. Tästä on seurauksena, että magneettikenttä on vastakkainen kahden perättäisen pilkkujakson aikana. Magneettikentän suunnan muuttuminen tapahtuu aktiivisuusjakson laskevalla reunalla.

Tilanne tulee vielä monimutkaisemmaksi jos tarkastellaan Auringon eteläistä ja pohjoista pallonpuoliskoja erikseen. Edellinen auringonpilkkujakso 23 saavutti maksimin vuosina 2000–2002. Maksimi oli kaksiosainen ja se jakaantui pohjoisen pallonpuoliskon vuoden 2000 ensimmäisellä puoliskolla ja eteläisen pallonpuoliskon vuonna 2002 loppuvuodesta esiintyneisiin maksimeihin. Maksimin kaksiosaisuus on havaittavissa myös jaksoissa 22 ja 21. Jakso 20 ei ollut enää ole kovinkaan selkeästi kaksiosainen, vaikkakin joitain siihen viittaavia piirteitä siitä on löydetty.

Auringon aktiivisuusjaksot viimevuosikymmeninä.
Vihreä ilmaisee pohjoisen pallonpuoliskon
voimakkaampaa aktiivisuutta ja punain puolestaan
eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuutta.
Kuva NOAA/SWPC.

Vuonna 1958 maksiminsa saanut auringonpilkkujakso oli selkeästi yksiosainen ja vielä niin, että pohjoinen pallonpuolisko oli selkeästi aktiivisempi kuin eteläinen.  Pohjoisen suurempi aktiivisuus oli valitseva tilanne myös seuraavassa jaksossa 20, kunnes aivan sen loppupuolella oli havaittavissa merkkejä eteläisen pallonpuoliskon selvästä aktivoitumisesta.

Pallonpuoliskojen selvästi erilainen aktiivisuus oli havaittavissa myös 20–23 jaksoissa. Eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuus on selkeästi ollut voimakkaampaa etenkin kokonaisaktiivisuuden laskevalla reunalla.  Jakso 23 oli tästä puhdasoppinen esimerkki, sillä eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuusmaksimin jälkeen kokonaisaktiivisuuden minimiin (loppuvuodesta 2008) asti eteläinen pallonpuolisko oli aktiivisempi.

Nykyinen aktiivisuusjakso 24 on myös jakaantunut selkeästi pallonpuoliskojen välillä. Pohjoisen pallonpuoliskon maksimi saavutettiin vuoden 2011 lopulla. Sen jälkeen aktiivisuus pohjoisella puoliskolla on hiipunut mutta etelässä aktiivisuuden kasvu on jatkunut. Helmikuussa 2014 ylitettiin pohjoisen aktiivisuusmaksimi, jolloin auringonpilkkuluku oli 102,8 (pohjoinen 21,4 ja eteläinen 81,4), kun marraskuussa 2011 se oli 96,7 (pohjoinen 66,1 ja eteläinen 30,6).

Auringon aktiivisuuden ennustaminen on monimutkainen juttu. Siihen on kehitetty useita erilaisia menetelmiä, mutta yhdenkään yksittäisen menetelmän tarkkuus ei vielä ole kovin hyvä.  Auringon eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuus jatkunee lähikuukausien ajan korkeana, mutta jatkuuko se kasvu edelleen – on vain arvausten varassa. Ennakoimattomuutta lisää vielä sekin, että koko jakso 24 on ollut heikompi kuin edeltäjänsä ja kokonaisaktiivisuus voi kääntyä hyvin nopeasti laskevaksi.

Huomautukset

[1] Pilkkujakson havaitsi ensimmäisenä saksalainen tähtitieteilijä Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875) vuonna 1845.

[2] jakson pituus on vaihdellut 8–15 vuoden mittaisena.