Tähti ohittaa aurinkokuntamme lähietäisyydeltä

Oortin pilven sijoittuminen aurinkokunassa. Huomaa, että
etäisyysasteikko on logaritminen. Kuva Wikimedia Commons.

Marraskuussa julkaistun tutkimuksen^[1] mukaan Gliese 710 niminen tähti^[5] tulee ohittamaan aurinkokunnan erittäin läheltä. 

Ohitusetäisyys on vain 13 365±3125 au Auringosta ja tähti näkyisi meille Maahan -2,7 Mv, siis Jupiteria kirkkaampana. Ohituksen aikana tähden ominaisliike kuljettaa tähteä lähes kaariminuutin^[2] vuodessa tähtien suhteen. Aivan heti ohitus ei tule tapahtumaan, sillä siihen kuluu aikaa 1,3541 miljoonaa vuotta.

Tutkimus perustuu tähtiä kartoittavan Gaia-avaruusobservatorion^[3] ensimmäisiin tuloksiin. Ohitusetäisyys on niin lähellä aurinkokuntaamme, että tähti läpäisee aurinkokuntamme ulkoreunalla olevan sadasta miljardista komeettaytimestä koostuvan Oortin pilven^[4]. Gliese 710 ohitus tulee häiritsemään Oortin pilveä enemmän kuin yksikään tähti aikaisemmin.

Lähivuosituhansina aurinkokunnan lähellä käy
useita tähtiä mutta yksikään niistä ei tule niin lähelle
kuin Gliese 710 1,3 miljoonan vuoden kuluttua.
Kuva Wikimedia Commons.

Tutkijat arvioivat, että 0,1 % komeetoista voi poistua pilvestä (aurinkokunnasta) ohituksen seurauksena ja 0,01 % siirtyä radalle, joka tuo ne aurinkokunnan sisäosiin. Luvut voivat olla pieniä, mutta kun lähtökohtana on miljardeja komeettoja, aurinkokuntamme sisäosissa vierailisi vuosittain kymmenkunta komeettaa ohituksen jälkeisinä vuosimiljoonina. Ensimmäiset komeetat tulisivat havaittaviksi noin miljoona vuotta ohituksen jälkeen.

Pienenä jälkinäytöksenä Gaia DR1 luettelon julkaisemisen jälkeen paljastui, että Gaian parallaksimittauksissa (etäisyys) on pieni (-0,25 millikaarisekunnin) systemaattinen virhe. Jos ja kun virhe otetaan huomioon, ohitusetäisyys pienenee hieman, ollen 12 788 au ja ohituksen ajankohta on noin 10 000 vuotta aikaisemmin.

Tutkimus jatkuu. Aihetta on tutkimassa useita tutkijaryhmiä ja kun Gaian uusimmat mittaustulokset saadaan, niin tulokset tarkentuvat entisestään. Varmaankin parin vuoden kuluttua tiedämme paljon enemmän.

Huomautukset

[1] Tutkimuksen tekijät ovat Filip Berski ja Piotr A. Dybczyński (Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics, A. Mickiewicz University, Słoneczna 36, 60-286 Poznań, Poland). Tutkimus julkaistiin 15.11.2016 Astronomy& astrophysics –verkkotiedejulkaisussa ja on vapaasti luettavissa http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/11/aa29835-16.pdf

[2] RA -51,992 kaarisekuntia/vuosi ja DEC -5,514 kaarisekuntia/vuosi. Ominaisliike on noin viisinkertainen nykyisin suurimman ominaisliikkeen omaavan tähteen (Barnadin tähti) verrattuna.

[3] Gaia laukaistiin avaruuteen 19.12.2013 ja sen tehtävän on kartoittaa noin miljardin Linnunradan tähden paikat, ominaisliikkeet ja spektrit. Ensimmäiset mittaustulokset julkaistiin 14.9.2016 luettelona (Gaia Collaboration 2016) ja se kattoi mittaukset ajanjaksolla 15.7.2014–16.9.2015. Gaian mittaustulokset ovat tarkkuudeltaan kymmenkertaisia verrattuna aikaisemmin tarkimpana luettelona pidettyyn Hipparcosin tuottamaan HIP 2 -katalogiin verrattuna.

[4] Oortin pilven lasketaan ulottuvan noin 0,5 parsekin (1,6 valovuotta) etäisyyteen. Oortin pilvessä olevien komeettojen kiertoaika Auringon ympäri on useita kymmeniä miljoonia vuosia. Erilaisten gravitaatiohäiriöiden aiheuttamana muutamia kymmeniä vuosittain niistä alkaa lähestyä aurinkokunnan sisäosia.

[5] Tähti tunnetaan myös HIP 89825 Hipparcos-luettelon mukaan. Se on K7-spektriluokan kääpiötähti Käärmeen (hännän) tähdistössä (RA 18^h 19^m 50.84215^s DEC –01° 56′ 18.9841″). Etäisyys tällä hetkellä on 64±2 valovuotta. Tähden massa on 0.6 M_☉, säde 0.67 R_☉ ja lämpötila noin 4 250 K.

Katoaako pimeäaine?

Maailmankaikkeiden kehitys nykykäsityksen mukaan. Pimeä
aine syntyi muuna aineen ohella maailmankaikkeuden synnyn
jälkeen ensimmäisen sekunnin kuluessa.

Venäläiset tutkijat^[1] ovat onnistuneet osoittamaan, että pimeän aineen^[2] määrä varhaisessa maailmankaikkeudessa on ollut jonkin verran suurempi kuin nykyisin. 

Jos pimeän aineen katoaminen osoittautuu oikeaksi, niin se voi kertoa itse pimeästä aineesta jotakin. Nykyisin emme vielä tiedä mitä pimeä aine on, mutta väheneminen osoittaa mahdollisesti sen muodostuvan erilaisista alkeishiukkasista. Tässä suhteessa se muistuttaisi tavallista (näkyvää) ainetta, joka koostuu protoneja ja neutroneja muodostavista kvarkeista.

Uusimpien havaintojen mukaan nykyinen maailmankaikkeus näyttäisi sisältävän 4,9 % tavallista ainetta (galakseja, tähtiä planeettoja jne.) 26,8 % pimeää ainetta^[3] ja 68,3 % pimeää energiaa. Pimeän aineen määrää pystytään tutkimaan vain muutamilla tutkimusmenetelmillä. Yksi näistä menetelmistä on kosmisen taustasäteilyn^[4] (CMB) havaitseminen. Aikaisemmat tutkimukset ovat osoittaneet, että varhaisessa maailmankaikkeudessa toimintaa ohjaavat parametrit (valonnopeus ja gravitaatio) näyttäisivät olevan hieman erisuuruisia kuin nykyisessä maailmankaikkeudessa.

Vaikka ero varhaisen ja nykyisen maailmankaikkeuden välillä ei ole suuri, se on kuitenkin enemmän kuin virherajat mahdollistavat. Tutkijat pähkäilevät nyt, että johtuuko havaittu ero jostain toistaiseksi tuntemattomasta virhetekijästä vai oliko varhainen maailmankaikkeus todella hieman erilainen kuin nykyinen?

Selitystä on etsitty hypoteesista, jonka mukaan pimeä aine ei olisikaan pysyvää, vaan se hajoaisi (tai katoaisi) ja näin muuttaisi maailmakaikkeuden parametreja. Tähän saumaan venäläiset tutkijat ovat nyt pureutumassa. He ehdottavat tutkimuksessaan, että pimeän aineen määrä olisi vähentynyt 2–5 % varhaisesta maailmankaikkeuden sisältämästä materiasta.

Jos tutkimus osoittautuu oikeaksi tai edes suuntaa antavaksi, se ei kuitenkaan vastaa kysymyksiin kuten jatkuuko pimeän aineen katoaminen nykyisessä maailmankaikkeudessa ja jos niin kuin nopeana? Hitaasti katoavalla pimeällä aineella pitäisi olla vaikutuksia kaukaisessa tulevaisuudessa maailmankaikkeuden ominaisuuksiin ja viimekädessä myös sen lopulliseen tilaan.

Huomautukset

[1] A. Chudaykin ja Dmitry Gormunov (Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences) ja Igor Tkachev (Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences ja Novosibirsk State University).  Tutkimus on julkaistu Physical Review D -tiedejulkaisussa Phys. Rev. D 94, 023528 – Published 29 July 2016.

[2] Ajatus pimeästä aineesta syntyi 1930-luvulla, kun galaksien tähtien kiertonopeudet eivät noudattaneetkaan aurinkokunnastammekin tuttua planeettojen nopeusjakaumaa siten, että mitä suurempi etäisyys kappaleella on massakeskipisteeseen (Aurinko) sen hitaampi kiertonopeus on. Pikemminkin galaksit näyttivät pyörivän kuin kiinteä kärrynpyörä. Tämä oli mahdollista vain jos galakseissa oli paljon ainetta, jota emme pystyneet näkemään.

[3] Pimeän aineen koostumus tai rakenne on arvoitus. Aine ei säteile sähkömagneettista säteilyä (valoa), joten sen havaitseminen tavanomaisilla tähtitieteen menetelmillä ei onnistu. Ainoa tapa, jolla se vaikuttaa tavalliseen aineeseen, on gravitaatio. Kaukaisten galaksien ympärillä oleva pimeä aine voimistaa galaksien gravitaatiolinssi-ilmiötä, joten vielä kaukaisemmassa avaruudessa olevat kohteet kuten kvasaarit, tulevat gravitaatiolinssin vaikutuksesta kirkkaammiksi.

[4] Kosminen taustasäteily (CMB) on jäänne 380 000 vuoden ikäisestä maailmankaikkeudesta, jolloin tapahtui elektronien sitoutuminen atomiytimien orbitaaleille (=rekombinaatio). Tällöin aineesta tuli sähköisesti neutraalia ja sähkömagneettinen säteily pääsi vapaasti etenemään maailmankaikkeudessa. Nykyisin maailmankaikkeus on laajentunut niin paljon, että kosmisen taustasäteilyn aallonpituus on kasvanut ja näemme sen nyt noin 2,7 K lämpötilaisena taustasäteilynä, joka näyttää tulevan suunnilleen tasaisesti joka suunnasta.

Kelloja on jälleen siirrettävä

Prahan vanhakaupungin raatihuoneen kello. Kuva
Wikimedia Commons.

Uudenvuodenyön aamun tunteina joudumme jälleen säätämään kellomme uuteen aikaan. Tällä kertaa ajanlisäys on 1 sekunti ja se tehdään 1.1.2017 (Suomen aikaa) kello 01.59.59 jälkeen, siis seuraava sekunti on 01.59.60 ja sitten 02.00.00.

Sekunnin lisäys vuorokauteen johtuu maapallonpyörimisen hidastumisesta, jonka pääosin aiheuttaa Kuu ja sen aiheuttama vuorovesivoima. Kuu etääntyy maapallosta noin 3,8 cm vuodessa. Etääntyminen kuluttaa energiaa ja sitä on saatavissa käytännössä vain maapallon pyörimisestä. Pyörimisenergian väheneminen näkyy pyörimisen hidastumisena.

Karkaussekunnin lisäämisestä on tässä blogissa kirjoitettua laajemmin

http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2016/07/vuoden-loppuun-lisataan-karkaussekunti_7.html

Selitys löytyi Tabbyn-tähdelle

Kuvituskuva nyt vääräksi osoitetusta komeettaparvimaalista,
jolla pyrittiin selittämään Tabbyn tähden epäsäännölistä
himmenemistä. 

Tutkijat^[1] ovat löytäneen luontevan selityksen ns. Tabbyn tähden^[2] himmenemiselle. Tähden virallinen tunnus on KIC 8462852 ja sen havaittiin himmenevän oudosti huomattavan paljon. Tämän tyyppisten tähtien kirkkauden vaihtelu on odotetusti korkeintaan noin1 % luokkaa mutta Tabbyn tähden epäsäännöllinen himmeneminen oli jopa 22 %.

Tähtenä KIC 8462852 on hieman Aurinkoa massiivisempi, kuumempi ja paljon nuorempi (ikä on alle miljardi vuotta). Sen sisäinen rakenne poikkeaa Auringon rakenteesta. Tähden radiatiivinen kerros on paksumpi ja vastaavasti pinnan konvektiivinen kerros on ohuempi kuin Auringolla. Tähti myös pyörii hyvin nopeasti itsensä ympäri, yhteen kierrokseen kuluu aikaa vain 0,88 vuorokautta.

Uusimman tutkimuksen mukaan kyseisen himmenemisen aiheuttaja on tähdessä tapahtuvat muutokset. Tähti on vakaan ja epävakaan tilan välissä, jolloin siinä tapahtuu ferromagneettisia faasimuunnoksia, jotka suoraan vaikuttavat siihen, kuinka kirkas tähti on.

Faasimuunnokset ovat hyvin yleisiä erityyppisissä tähdissä ja niitä tapahtuu myös Auringossa auringonpilkkujen ja niiden läheisyydessä tapahtuvien aurinkomyrskyjen ja purkausten alueella. Toisin sanoen ja samalla paljon yksinkertaistaen: Tabbyn tähden lyhytaikaiset ja voimakkaat kirkkaudenvaihtelut johtuvat jättimäisistä (tähti)pilkuista. Pitkäaikaista himmenemistä pilkut eivät kuitenkaan selitä: tähdessä on tapahtumassa muutakin, tutkijoiden kannalta jotakin uutta ja hyvin mielenkiintoista.

Ei ainoa lajissaan

Kansainvälinen tutkijaryhmä (johtajanaan Trevor J. David, Department of Astronomy, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA) on havainnut toisen (vaikkakaan ei samasta syystä), lyhytaikaisesti ja voimakkaasti himmenevän tähden. Tähti tunnetaan luettelotunnuksella RIK-210^[3] ja se sijaitsee 472 valovuoden etäisyydellä meistä. Himmeneminen on noin 5–20 % 5,57 vuorokauden välein. Himmenemistaajuus vastaa tähden pyörimisaikaa, joten sen syytä joudutaan etsimään tähdestä itsestään.

Davidin tutkimusryhmän pääselitys himmenemiselle on, että tähden magneettikentässä on tähden mukana kiertävä pilvi, jonka materiaali himmentää tähteä. Pölypilvi voisi olla jäänne tähteen päätyneestä protoplaneetasta tai muusta sellaisesta. Myöhemmät fotometriset havainnot osoittavat, että himmenemistä ei enää esiinny ainakaan yhtä voimakkaana kuin Keplerin havainnoissa. Tutkijat pyrkivät saamaan moni-kanavaisia fotometrisiä havaintoja tähdestä, jolloin himmenemisen syy voi saada tarkemman selityksen.

Näiden kahden tutkimuksen perusteella lähinnä scifi-luokkaan kuuluvia selityksiä kuten Dysonin-kehiä tai –palloja, tai mitään muutakaan vieraan sivilisaation luomia megarakenteita ei voi pitää uskottavina selityksinä himmenemisille. Tutkimusmenetelmien ja -välineiden kehittyessä tulemme varmasti törmäämään vielä moniin, aluksi selittämättömiin ilmiöihin, mutta niiden tarkempi havainnointi ja tutkiminen paljastavat niistä monia mielenkiintoisia ja kiehtovia luonnonilmiöitä.

Huomautukset

[1] Mohammed A. Sheikh, Richard L. Weaver, and Karin A. Dahmen^† (Department of Physics, University of Illinois at Urbana Champaign, Urbana, Illinois 61801, USA). Tutkimus julkaistiin Physical Review Letters –tiedejulkaisussa 19.12.2016 (Phys. Rev. Lett. 117, 261101)

[2] Tähteä alettiin kutsua Tabbyn tähdeksi sen jälkeen kun Tabetaha ”Tabby” Boyajian (Yalen yliopisto) johtama tutkimusryhmä oli arvioinut tähden himmenemisen johtuvan tähteä kiertävästä valtavasta komeettaryhmästä. Selitys olisikin ehkä ”nielaistu” sellaisenaan ellei Jason Wright (Pensyvania State yliopisto) tutkimusryhmineen olisi julkaissut lehtiartikkelia aiheesta. He esittivät himmenemisen syyksi muukalaissivilisaatiota, joka olisi rakentanut tähtensä ympärille valtavan satelliiteista koostuvan megarakenteen tähden energian keräämiseksi. Artikkeli ”räjäytti potin”. Lähes jokainen kynnelle kykenevät tiedostusvälinen julkaisi oman version Wright’in selityksestä.

Tähti sijaitsee Joutsenen tähdistössä, sen visuaalinen kirkkaus on 11,7^m , spektriluokka F3 V/IV (pääsarjan tähti), etäisyys 1480 valovuotta ja säde 1,58 R_Sun . Tähtikartoissa ja luetteloissa tähdellä on tunnuksia: TYC 3162-665-1, 2MASS 20061546+4427248 (numerosarja kertoo tähden koordinaatit), UCAC4 673-083862 ja WISE J200615.45+442724.7.

[3] Tähden, samoin kuin Tabbyn tähden, himmeneminen löydettiin avaruusteleskooppi Keplerin kokoamasta aineistosta. RIK-210 aineisto on peräisin Keplerin K2-vaiheen aineistosta ja tähti kuuluu Ylä-skorpionin OB assosiaatioon. Assosiaation ikä on vain 5–10 miljoonaa vuotta.

Katso myös artikkelit

http://avaruusmagasiini.blogspot.nl/2016/01/komeetat-ei-selita-tabbyn-tahden.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.nl/2016/08/tabbyn-tahden-mysteeri-syvenee.html

Talvipäivänseisaus huomenna 21.12.2016

Maapallon asento Auringon suhteen talvipäivänseisauksen
aikana. Tehtävä: sijoita Suomi kuvaan!.
Kuva Wikimedia Commons.

Vuoden kierto on edennyt talvipäivänseisaukseen. Tarkkaan ottaen seisaus on 21.12.2016 kello 12.44, jolloin Auringon ja Maan välinen etäisyys on 147 162 483 km ja Auringon näennäinen koko on 32’ 31”. Kaikkein lyhimmillään Auringon ja Maan välinen etäisyys on vasta parin viikon kuluttua 4. tammikuuta kello 16.15. Silloin etäisyyttä on 147 100 997 km.

Talvipäivänseisaus merkitsee sitä, että Auringon näennäinen liike on vienyt sen eteläiselle tähtitaivaalle mahdollisimman etelään. Seisaushetken jälkeen alkaa sen hidas paluu kohti pohjoista. Pohjoissuuntainen liikkuminen päättyy puolen vuoden kuluttua kesäpäivänseisaukseen, jolloin Aurinko on tähtitaivaalla kaikkein pohjoisimmillaan.

Meille pohjoisen pallonpuoliskon asukkaille talvipäivänseisaus näkyy lyhyenä päivänä. Esimerkiksi Tampereella päivän pituus^[1] on vain 5 h 21 m ja Aurinko on etelässä ollessaan vain 5,1 asteen korkeudella horisontin yläpuolella. Kesäpäivänseisauksen aikaan vastaava Auringon korkeus on 52 astetta.

Rovaniemeltä^[2] pohjoiseen on kaamos, eli Aurinko ei kohoa horisontin yläpuolelle lainkaan. Kaamoksen pituus vaihtelee paikkakunnan mukaan ja esimerkiksi Utsjoella Aurinko näkyi edellisen kerran 25. marraskuuta ja seuraavan kerran se nousee horisontin yläpuolelle 17. tammikuuta 2017.

Talvipäivänseisaukseen liittyviä muitakin lukuja voisi tässä esitellä. Auringonnousu on 9.41, etelämeridiaanin ylitys tapahtuu kello 12.22 ja auringonlasku on 15.03. Varhaisin auringonlasku tapahtui 16.12.2016 kello 15.02.33 ja vastaavasti myöhäisin auringonnousu tulee tapahtumaan 26.12.2016 kello 9.43.04, laskettuna Tampereen horisontin mukaan.

Huomautukset

[1] Tässä yhteydessä päivällä tarkoitetaan aikaa jonka Aurinko on horisontin yläpuolella.

[2] Rovaniemellä päivän pituus on vain 2 h 16 min.