Asteroidi 1950 DA

Tutkakuva asteroidi 1950 DA:sta.

Kuluneen viikon aikana on kohistu asteroidista (1950 DA) joka saattaisi olla törmäyskurssilla maapallon kanssa. Törmäyksen todennäköisyys olisi suurin maaliskuun 16 päivänä vuonna 2880. 

Törmäyksen tekee mahdolliseksi se, että asteroidin radan Aurinkoa lähinnä oleva piste, periheli, on 0,835 au:n etäisyydellä Auringosta ja kaukaisin piste, apheli, 2,5618 au:n etäisyydellä. Tästä syystä asteroidi kulkee Maan ratatason poikki kaksi kertaa jokaisella kierroksella.

Tutkijat laskevat törmäyksen olevan todellisuudessa epätodennäköinen, sillä se voisi tapahtua enintään kerran kolmensadan vastaavan ohituksen joukosta. Tämäkin arvio on todennäköisyyden yläraja, sillä tilastollisesti tarkasteltuna törmäyksen todennäköisyys on useimmissa laskelmissa noin 1:4000 [1].

Toisin kun planeettojen, niin asteroidien radat ovat herkkiä erilaisille häiriötekijöille. Yleisesti ottaen asteroidien ratoja häiritseviä tekijöitä on kymmeniä, jotka täytyy ottaa huomioon laskelmissa.  Asteroidi 1950 DA:n tapauksessa on olemassa kaksi tekijää ylitse muiden: Yarkovsky:n ilmiön vaikutus[2] ja asteroidi 78 Dianan [3] ohitus noin 450 000 km etäisyydeltä elokuun 5. päivänä vuonna 2150. 

Muitakin vähäisempiä rataa muuttavia tekijöitä on runsaasti, mutta Yarkovskyn ilmiön vaikutus on vähintään yhtä suuri tai jopa kolminkertainen kuin muut tekijät yhteensä. Esimerkiksi planeettojen ja asteroidivyöhykkeen suurimpien asteroidien aiheuttamat gravitaatiohäiriöt muuttavat asteroidien ratoja hyvinkin paljon ajan kuluessa. Tätä kuitenkin hillitsee 1950 DA:n radan kaltevuus ekliptikasta, joka on peräti 12,175°. Kuvaa tutkimusten tarkkuudelle on, että esimerkiksi Auringon muodon [5] vaikutus otetaan huomioon laskelmissa.

Hieman historiaa

Asteroidi 1950 DA:n löysi Carl A. Wirtanen Lick observatoriossa helmikuun 23. päivänä vuonna 1950. Hän pystyi seuraamaan asteroidia 17 vuorokauden ajan, mutta sen jälkeen se katosi. Syy katoamiseen oli epätarkoissa ratalaskelmissa, joiden perusteella taivasta kuvattiin väärästä paikasta [4]. 

Asteroidin katoaminen ei kuitenkaan ollut pysyvää, vaan se löydettiin uudelleen joulukuun 31. päivänä vuonna 2000. Silloin sille annettiin tunnus 2000 YK₆₆ nykyisen nimeämis- ja luettelointikäytännön mukaisesti. Kuitenkin jo parin tunnin kuluttua havaittiin sen olevan vanha tuttu, nimittäin asteroidi 1950 DA.

Maaliskuun 5. päivänä vuonna 2001 asteroidi kulki Maan ohi noin 7 789 950 km etäisyydeltä. Näin läheltä kulkiessaan sen tutkiminen tutkalla Golstonen ja Arecibon radioantenneilla (3.–7.3.) tuli mahdolliseksi. 

Tutkimustulokset osoittivat asteroidi 1950 DA:n olevan hieman soikea, noin 1,1–1,4 km halkaisijoiltaan oleva kappale, ja josta tutkasignaali heijastuu hyvin. Samaan aikaan tsekkiläiset  Lenka Sarounova ja Petr Pravec  päättelivät valokäyrästä asteroidin pyörivän itsensä ympäri hyvin nopeasti: pyörähdysaika on vain 2,1216 tuntia. Näin nopeasti pyörivä kappale täytyi olla hyvin kiinteä ja sen tiheyden täytyy olla asteroidiksi suuri (yli 3000 kg/m³), oletettavasti sisältäen merkittävästi rauta-nikkeliä tai enstatiittikondriittia.

Heinäkuussa 2003 tutkijat Steven N. Ward (Institute Institute of Geophysics and Planetary Physics, University of California, Santa Cruz, CA) ja apulaisprofessori Erik Asphaug  (Earth Science Board, University of California, Santa Cruz, CA) julkaisivat Geophysical Journal International  -tiedejulkaisussa tutkimuksen asteroidin törmäyksen vaikutuksista. 

Tutkimuksessa törmäyspaikkana pidettiin 1950 DA:n mahdollista törmäyspaikkaa Atlantilla lähellä USAn rannikkoa. Tutkijoiden mukaan Yhdysvaltain rannikolle iskeytyvä tsunami olisi korkeudeltaan noin 100 m ja se iskeytyisi Yhdysvaltojen rannikolle alle kahdessa tunnissa. Euroopan ja Afrikan rannikolle iskeytyvän tsunamin korkeus olisi noin 15–20 m ja se tapahtuisi 9–15 tuntia törmäyksen jälkeen.

Nykytilanne

Asteroidin nykytilanne on kohtuullisen hyvin tunnettu. Uusimmat havainnot vuodelta 2012 Arecipon radioteleskoopilla osoittavat törmäysmahdollisuuden olevan pois suljettu, ollen jo edellä mainittu 1:4000. Analyysin tulos julkaistiin lokakuussa 2013 [6].

Syy nykyiselle mediahypetykselle on, että Tennesseen yliopiston tähtitieteilijöiden Ben Rozitis, Eric MacLennan ja Joshua P. Emery julkaisi analyysin asteroidin rakenteesta Nature-tiedejulkaisussa 14. elokuuta (2014). Heidän mukaansa alle 10 km asteroidien normaalien koossa pitävien voimien (gravitaatio ja kitka) lisäksi tarvitaan koheesio (Van der Waalsin) voimaa, jotta asteroidi ei hajoaisi nopeasta pyörimisestä johtuen. 

Koheesio [7] ei kuitenkaan ole kovin voimakas voima, joten pienikin häiriö saattaa saada nopeasti pyörivän asteroidin pirstoutumaan paljon pienemmiksi kappaleiksi. Yli 150 metriset asteroidit ovat rakenteellisesti kivikasoja, jonka yksittäiset kivet ovat sitoutuneet toisiinsa löyhästi, lähinnä gravitaation vaikutuksesta. Koheesion vaikutuksia asteroideissa ei ole kovin hyvin osoittamaan ja aikaisempi (paras) esimerkki voiman vaikutuksesta on ollut komeetan P/2013 R3 ytimen pyörimisestä aiheutunut hajoaminen.

Huomautukset

[1] Tieteellisissä tutkimuksissa jonkin tapahtuman todennäköisyyttä arvioidaan hyvin usein Monte Carlo - menetelmällä. Menetelmässä simuloidaan tietokoneella tutkittua tilannetta muuntelemalla oletus tai lähtöarvoja (yleensä satunnaisesti) äärimmäisen vähän oletettujen tai laskettujen virhearvojen sisällä ja laskemalla mihin muutokset johtavat. Kun tehtävää on simuloitu riittävän monta kertaa, saadaan tilastollinen todennäköisyys tapahtumalle. 

[2] Yarkovskyn ilmiön vaikutus on asteroidin pintaan imeytyneen energian uudelleen säteily ir-aallonpituudella. Pyörivällä kappaleella säteilyn maksimi esiintyy iltapäivällä ja säteily aiheuttaa pienen mutta kumuloituvan reaktiovoiman. Mitä nopeammin kappale pyörii, sitä myöhemmin iltapäivällä säteilymaksimi on. 

Jos kappale pyörii samaan suuntaan kuin mitä se kiertää Auringon ympäri, Yarkovskyn efekti on lisää kappaleen kineettistä energiaa, joka muuttuu potentiaalienergiaksi. Toisin sanoen, kappaleen rata laajenee. Vastakkaiseen suuntaan pyörivä kappale menettää energiaansa ja sen rata suppenee. Muussa suunnassa kuin ratatasossa pyöriminen voi aiheuttaa esimerkiksi radan kaltevuuden, inklinaation, muuttumisen.

[3] Asteroidi 78 Dianan halkaisija on noin 125 km ja vaikka ohitusetäisyys on hieman suurempi kuin Kuun etäisyys Maasta, sen gravitaation muuttaa asteroidi 1950 DA:n rataa niin paljon, että se on otettava huomioon vuoden 2880 rataa laskettaessa.

[4] Asteroidien jatkuva seuranta maapallon vuorokausirytmistä ja vaihtelevista sääolosuhteista johtuen on mahdotonta. Sen vuoksi jo ensimmäisistä havainnoista muutaman tunnin välein uusille asteroideille tehdään alustava ratalaskelma, jonka perusteella se on uudelleen valokuvattavissa heti, kun se on mahdollista. Lyhyellä aikavälillä tehdyt ratalaskelmat ovat luonnollisesti hyvin epätarkkoja, mutta yleensä ne kuitenkin antavat oikein sen taivaan-alueen, jossa asteroidi on näkyvissä. Hyvällä onnella seurattu asteroidi löytyykin valokuvalevyistä ja ratalaskelmat voidaan tehdä uusiksi paremmalla tarkkuudella. Joskus näin ei tapahdu ja asteroidi katoaa.

Edellä kuvattu etsintämenetelmä oli käytössä 1950-luvulla. Observatoriot olivat yhteydessä keskenään enintään puhelimitse tai sähkeitse, joten tiedon kulku ja useiden eri observatorioiden yhteistyö uusien asteroidien löytämiseksi oli hidasta ja aika tavalla rajoittunutta muiden tutkimusohjelmien vuoksi. Nykyisin tilanne on toinen; Internetin välityksellä tieto löydöstä on muiden tutkijoiden ja harrastajien käytössä parissa minuutissa ja asteroidin seuraaminen 24/7 -pohjalta on mahdollista.

[5] Aurinko on planeettojen tavoin hieman litistynyt navoiltaan pyörimisensä vaikutuksesta.

[6] D. FArnocchia ja S. R. Chesley (molemmat työskentelevät Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology) julkaisivat laajan tutkimuksen (29-sivuisen) Astrophysic.EP julkaisussa 12.11.2013.

[7] Koheesio (yl.) on samanlaisten molekyylien välillä vaikuttava sähköinen vetovoima, joka johtuu molekyylien muodoista ja elektronien epätasaisesta jakautumisesta. Hyvä esimerkki on vesipisaran pintajännitys, jonka perimmäisenä syynä on vesimolekyylien välinen voimakas koheesiovoima, johtuen vesimolekyylin voimakkaasta (sähköisestä)polaarisuudesta. Van der Waalsin koheesio on heikompi voima ja se syntyy ei-polaarisissa molekyyleissä lähinnä indusoitumisen seurauksena.

Harrastajan tähtitaivas: Elokuu 2014

Kesäkolmio on huomattavan
isokokoinen ja helposti tunnistettava
asterismi eteläisellä taivaalla
noin tunti auringonlaskun jälkeen.

Elokuu on ensimmäinen kuukausi kesän kirkkaiden öiden jälkeen, jolloin voidaan tehdä havaintoja muistakin kohteista kuin kirkkaista planeetoista. Elokuu on myös hyvää aikaa opetella tähdistöjä, sillä hämärä kesäyö tuo näkyville suunnilleen vain ne tähdet, jotka näkyvät tähtikartoissa. Tästä syystä kartta ja tähtitaivas muistuttavat toisiaan kaikkein eniten. 

Syyskaudella on nähtävissä mielenkiintoinen ilmiö: ilta illan jälkeen hämärän laskeutuessa ja tähtien alkaessa näkyä, tähtitaivas näyttää olevan samassa asennossa. Tilanne on tulosta kahdesta samanaikaisesta tekijästä. Normaalisti ilta illalta tähtitaivas näyttäisi olevan noin neljä minuuttia aikaisemmin tietyssä asennossa (tähtivuorokausi on noin 4 minuuttia aurinkovuorokautta lyhyempi). Ilmiön aiheuttaa maapallon kiertoliike Auringon ympäri. 

Toinen ilmiö on Auringon näennäinen liikkuminen tähtitaivaalla kohti etelää. Se tuo hämärän ja tähtien näkymisen ilta illalta aikaisemmaksi. Yhdistettynä nämä tekijät tuottavat tähtitaivaan asennon, joka näyttää olevan paikallaan aina marraskuun lopulle asti.

Samalla kun opiskelee tähtitaivasta, voi tarkkailla perseidien meteoriparvea, joka saavuttaa maksiminsa elokuun 12./13. yönä. Parina edellisenä ja parina seuraavana yönä on mahdollista nähdä runsaasti parveen kuuluvia meteoreja.

Meteorien havaitsemiseen omat silmät ovat parhaat havaintovälineet. Meteoreja esiintyy kaikkialla taivaalla, mutta perseidien parveen kuuluvat näyttävät tulevan Perseuksen tähdistön pohjoisosasta. Valitse havaintosuunnaksi mahdollisimman pimeä taivaan osa ja havaitse mahdollisia meteoreja kiinteästi ilman taukoja, sillä meteorit ovat hyvin lyhytkestoisia – alle 0,5 sekuntia. 

Tämä on toinen niistä kahdesta
perseidistä, jotka kamera
tallensi Tampereen Ursan
tähtitornilla vuoden 2013 perseidien
maksimin aikaan.

Jos haluat yrittää valokuvausta, varusta kamerasi jalustalla, lankalaukaisijalla, mahdollisimman laajakulmaisella objektiivilla ja säädä aukko suurelle ja valotusaika sopivaksi. Sopiva valotusaika on sellainen (ehkä noin 30 sekuntia), että taivas ei ylivalotu. Kokeilemalla varmasti löydät oikean valotusajan. 

Kuvia otetaan jatkuvasti koko havaintoajan ja hyvällä onnella muutamasta kuvasta löytyy meteorin aiheuttama jälki. Muista, että jos kuvaat koko yön, linssin pinta peittyy huomaamatta huurteeseen, joten (objektiivin) linssin lämmitin voi olla hyvin hyödyllinen hankinta.

Tapahtumat tähtitaivaalla

Aurinko on horisontin yläpuolella 17–13,5 tuntia joten muutos on huomattava kuukauden kuluessa. Ensimmäiset pimeät hetket sydänyöllä alkavat 26.8. mutta jo pari viikkoa sitä ennen yöt ovat riittävän tummia visuaalihavaitsijalle.

Kuu saavuttaa pohjoisimman deklinaationsa 20.8., jolloin se on jo lähellä uusikuuta. Eteläisimmän deklinaationsa se saavuttaa 7.8., ja silloin se on lähellä täysikuuta ja näkyy etelämeridiaanilla noin 9° korkeudella. Tällöin Kuu on näkyvissä noin 6 tuntia iltataivaalla.

Kuun vaiheet: 4.8. kello 3.50 kasvava puolikuu, 10.8. kello 21.09 täysikuu, 17.8. kello 15.28 vähenevä puolikuu ja 25.8. kello 17.13 uusikuu.

Merkurius on hyvin lähellä Aurinkoa (pieni elongaatio), joten sen näkeminen voi olla vaikeaa, ja onnistunee kuukauden ensimmäisen viikon aikana juuri ennen auringonnousua. Tällöinkin horisontin täytyy olla näkyvissä ja täysin pilvetön. Merkurius laskee suunnilleen auringonlaskun aikaan.

Venusta voi havaita aamuhämärissä. Se nousee horisontista hieman yli 2 tuntia ennen auringonnousua. Planeetan kirkkaus on –3,8m mutta elongaatio vähenee kuukauden aikana 22,5:sta 14,7°:een. Näin ollen kirkas taustataivas heikentää sen näyttävyyttä.

Mars laskee koko kuukauden ajan noin tunnin auringonlaskun jälkeen. Tästä syystä planeetan vaatimaton kirkkaus (noin 0,5m) ei riitä sen näkemiseen visuaalisesti ja goto-ohjatulla kaukoputkellakin se näkyy juuri ja juuri jos onnistuu löytämään taustataivasta riittävästi himmentävän suurennuksen. Marsin kulmahalkaisija on noin 7 kaarisekuntia, joten kovin monia yksityiskohtia siitä ei enää voi nähdä, tärkeimmät kuitenkin.

Jupiter näkyy aamuyöstä: kuukauden alkupuolella se nousee horisontista vain noin tunnin ennen mutta loppukuusta jo yli kolme tuntia ennen auringonnousua. Planeetan kirkkaus on noin –1,6m ja kulmahalkaisija hieman alle 32 kaarisekuntia. Näillä arvoilla se olisi hienosti nähtävissä mutta etenkin alkukuusta vähäinen elongaatio voi vaikeuttaa visuaalihavaitsijaa planeetan löytämisessä.

Saturnus on näkyvissä iltataivaalla. Se laskee horisonttiin noin 1,5 tuntia auringonlaskun jälkeen. Planeetan kirkkaus ei ole suuren suuri, vain 0,7m tietämillä. Tästä syystä kirkas iltataivas voi tehdä Saturnuksen näkemisestä vaikeaa. Planeetan kulmahalkaisija on hieman alle 17 kaarisekuntia, joten renkaat yksityiskohtineen tulevat hienosti näkyville. Itse planeetassa on harvoin erottuvia yksityiskohtia ja nekin ovat usein matalakontrastisia.

Uranus nousee hieman alle tunnin auringonlaskun jälkeen ja on näkyvissä taivaalla seuraavaan päivään. Etelämeridiaanin se ylittää aamuhämärissä. Planeetan kirkkaus on 5,7m ja kulmahalkaisija hieman yli 3 kaarisekuntia.

Neptunus on näkyvissä vasta loppukuusta ensimmäisten pimeiden öiden aikaan. Silloin se on etelämeridiaanissa ja sitä voi etsiä Vesimiehen tähdistöstä. Sen paikka täytyy tietää tarkkaan tai käyttää goto-ohjattua kaukoputkea, sillä planeetan kirkkaus on vain 7,8m. Mitään yksityiskohtia planeetasta ei voi odottaa näkevänsä; se näkyy meille kulmahalkaisijaltaan vain 2,5 kaarisekunnin kokoisena.

Perseidien maksimi on 12./13.8. ja säteilypiste ylittää meridiaanin kello 7.07. Näin ollen luultavimmin 13. päivän aamuyön tunnit ovat parasta aikaa parveen kuuluvien meteorien näkemiseen. Parven näyttävyyttä kuitenkin himmentää lähes täysikuuna loistava Kuu. Näin ollen meteoribongari voi odottaa näkevänsä vain muutaman kirkkaan ja nopean meteorin tunnin aikana.

Parveen kuuluvia meteoreja voi nähdä jo heinäkuun 17. päivästä alkaen ja niitä riittää vielä elokuun 24. päivään asti. Havaitessa täytyy olla huolellinen säteilypisteen määrittämisessä, sillä taivaalla voi esiintyä sporadisten meteorien lisäksi viiteen muuhun parveen kuuluvia meteoreja.

Nopea muutos Maan magneettikentässä

Maapallon magnettikentän muutos
tammi–kesäkuussa. Sininen
merkitsee heikkenemistä ja punainen
vahvistumista.

Nopea, joskaan ei kovin suuri, muutos Maan magneettikentässä on tapahtunut viimeisen puolen vuoden aikana. Etelä-Atlantin anomaliana tunnettu heikon kentän alue on laajentunut ja Intian valtameren kohdalla oleva alue on puolestaan vahvistunut. Magneettikenttä heikkeni molemmilla Amerikan mantereilla ja näiden lisäksi suurella osalla Tyynen meren itäosaa [1].

Intian valtamerellä magneettikenttä on vahvistunut koko Afrikan itäpuolisella alueella joka ulottuu ekvaattorilta aina Etelämantereelle asti. Muutokset eivät ole suuren suuria, maksimissaan noin 50 nT (nanoteslaa). Vertaamalla muutosta maapallon magneettikentän kokonaisvoimakkuuteen, joka on noin 55 000 nT, todetaan muutoksen olevan noin promillen luokkaa. Muutosvauhti on kuitenkin noin kymmenkertainen aikaisemmin havaittuun verrattuna.

Maapallon magneettisen pohjoisnavan
siirtyminen kohti pohjoista.

Toinen merkittävä muutos maapallon magneettikentässä on pohjoisnavan siirtyminen kohti pohjoista. 1800-luvulla magneettikenttä sijaitsi Kanadan pohjoisella saaristoalueella, mutta nyt napa on siirtynyt huomattavasti pohjoisemmaksi ja sijaitsee nyt noin 87 leveyspiirillä Beringinsalmesta pohjoiseen.  Jos vaeltaminen jatkuu samalla nopeudella ja samaan suuntaan kuin tähän asti, vuosisadan lopulla magneettinen napa on siirtynyt Siperian rannikolle.

Tutkijoilla ei ole varmaa käsitystä miksi magneettikenttä heikkenee. ESAn Swarm-projektin [2] tutkimusjohtaja Rune Floberghagenin mukaan se saattaa olla seurausta maapallon magneettikentän kääntymisestä. Edellisen kerran maapallon magneettikentän suunta vaihtui noin 750 000 vuotta sitten. Aikaa siitä on kuitenkin kulunut jo kolminkertaisesti keskimääräiseen kääntymisväliin verrattuna. Maapallon magneettikentän täydelliseen kääntymiseen näyttäisi kuluvan muutama tuhat vuotta, mutta jos uudet tiedot ovat todellakin enteitä kääntymisestä, muutos voi tapahtua huomattavasti nopeammin.

Maapallon magneettikenttä
syntyy kiinteässä ja sulassa
ytimessä.

Maapallon magneettikenttä syntyy planeettamme ytimessä. Nykyisen käsityksen mukaan perusdipolikenttä syntyy maapallon kiinteässä olomuodossa olevassa ytimessä. Tämä magneettikenttä kuitenkin vaihtelee jostakin tuntemattomasta syystä. Sen ollessa heikoimmassa vaiheessa, sen muodostama kenttä antaa tilaa toiselle, sulassa ulkoytimessä syntyvälle kentälle, jonka suunta poikkeaa perusdipolista. Tätäkään teoriaa ei ole voitu osoittaa kiistatta oikeaksi, joten satelliitein tehtävälle magneettikentän tutkimuksella on tärkeä tehtävä ongelman ratkaisussa. 

Swarmin tuottaman mittausdatan perusteella ei vielä tässä vaiheessa pystytä arvioimaan onko esitetty teoria oikea, vaikka Tanskan Teknillisen yliopiston avaruusosaston (DTU Space) CHAOS-4-tietokonemallin antamat ennusteet eivät juuri poikkea Swarm-satelliittien tekemistä mittauksista. 

Kaikki tietävät maapallon magneettikentän suojelevan maapallon elämää ja ilmakehää. Magneettikentän suunnan muutos herättää levottomuutta, mutta tutkijat rauhoittelevat maallikkoja. Maapallon magneettikenttä on vaihtanut suuntaansa kymmeniä tai satoja kertoja muutaman sadan tuhannen vuoden välein ja yhteenkään kentän muutokseen ei ole liitetty massiivista sukupuuttoaaltojen alkuja. Tämä on luonnollista, sillä vaikka suunta muuttuu, kokonaismagneettikentän voimakkuus ei milloinkaan putoa nollaan. Maapallolla on aina jonkinlainen magneettikenttä, jonka voimakkuus on suhteellisen korkea, arviolta heikoimmillaankin noin 10 000 – 20 000 nT.

Havainnekuva Swarm-satelliiteista.

Heikentyvä ja suuntaansa vaihtuva magneettikenttä (jos siitä on kysymys) ei kuitenkaan ole läpihuutojuttu erilaisille Maata kiertäville sateliiteille. Etelä-Atlantin anomalia on alue, jossa nykyisellään suuri osa satelliiteista rikkoontuu tai niissä esiintyy ennakoimattomia häiriöitä. Heikentyvän magneettikentän vaikutus on siis otettava huomioon uusia satelliitteja suunniteltaessa ja löydettävä tekniikoita, jotka eivät ole kovin herkkiä lisääntyvälle kosmiselle säteilylle ja mahdollisesti energeettisille aurinkotuulen hiukkasille. 

Omat ongelmansa suuntaa muuttavasta magneetinkentästä tulee olemaan magneettisiin kompasseihin liittyvissä laitteissa, esimerkiksi tavallisessa suunnistuskompassissa. Magneettista kompassia ei ole kovin helppo korvata millään muulla teknisellä sovelluksella ainakaan yksityishenkilöiden käyttämissä laitteissa. 

Vaikka magneettineulakompassi ei enää olekaan aivan jokamiehen varusteita, niin kännyköiden kompassisovellukset perustuvat edelleen sunnilleen pohjois-eteläsuunnassa olevalle magneettikentälle. Suunnaltaan poikkeava ja heikentynyt kenttä altistaan kompassisovellukset erilaisille paikallisille häiriöille nykyistä helpommin.

Alla olevat videot kertovat hieman yksityiskohtaisemmin mistä oikein on kysymys. Videot ovat englanninkielisiä.

Kaikki kuuvat ja videot: ESA/DTU Space ja ESA/ATG Medialab

Huomautukset

[1] Tutkimus julkaistiin Tanskassa järjestetyssä kolmannessa Swarm-tutkijoiden kokouksessa kesäkuussa (19.–20.6.2014). Kokouksen järjesti Tanskan Teknillisen yliopisto (DTU) avaruusosasto ja sen sponsoroi ESA.

[2] Maapallon magneettikenttää mittaavat Swarm-satelliittit (3 kpl) laukaistiin avaruuteen 22. marraskuuta vuonna 2013. Nyt ESA on julkaissut ensimmäisen puolen vuoden (tammi–kesäkuu 2014) aikana kootun datan tutkijoiden käyttöön.

Tähtiharrastajan tähtitaivas: Aurinkoa havaitsemaan

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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