Betelgeuse on epätavallisen himmeä

Orionin tähdistössä sijaitseva Betelgeuse (a Ori) on himmentynyt viimekuukausina epätavallisen paljon. Himmeneminen on ylittänyt uutiskynnyksen ja aihetta on käsitelty useissa päivälehdissä.

Betelgeuse on riittävän lähellä, jotta se voidaan nähdä suurilla radiokaukoputkilla pintakohteena. Kuva ALMA/Wikimedia Commons

Betelgeuse on punainen superjättiläinen ja tunnetaan supernovakandidaattina, eli sen on ajateltu olevan supernovaräjähdystä edeltävässä tilassa (supernova progenitor)^[1]. Tässä vaiheessa monien tähtien kirkkaus vaihtelee ja näin on myös Betelegeusellakin. Tähden tiedetään sykkivän suurimmalta osaltaan noin 420 (± 15) vrk jaksolla, mutta sillä on myös heikompia jaksoja, joiden pituudet ovat 5–6 vuotta ja 100 –180 vuorokautta. Supernova vaihe toteutuu, kun tähden ydin luhistuu (SN II) energiantuotannon päättyessä.

Betelgeusen kirkkaus saavutti toistaiseksi pienimmät arvonsa tammikuun 17. ja 18 päivinä, jolloin kirkkauksiksi saatiin lukemat 1,494^m ja 1,506^m. Kirkkaudet ovat noin 0,2^m pienempiä kuin jouluun 22. päivän 2019 mitatut arvot.

Betelgeusesta on tehty kirkkaushavaintoja jo 180 vuoden ajan. Aluksi havainnot olivat visuaalisia. AAVSO aloitti säännölliset kirkkausmittaukset 1920-luvulla ja suunnilleen samaan aikaa aloitettiin myös sähköiset fotometriamittaukset. Fotometria muuttui säännölliseksi noin 40 vuotta sitten Villanova observatoriossa, kun Scot Wavker’in ja Edward Guinan aloittaessa mittaukset.

Betelegeusen kirkkauden kehitys lokakuusta 2018 alaken. Kuva AAVSO/Wikimedia Commons.

Betelegeusen kirkkaus on nyt lähellä Bellatrixin (g Ori) kirkkautta 1,62^m. Betelgeusen kirkkauden muutokset eivät ole ainoa tähdessä havaitut muutokset. Lämpötilamittaus on osoittanut, että tähden pintalämpötila on laskenut noin 100 K viime syyskuusta lähtien. Näin nopea muutos selittyy tähden säteen kasvulla, jonka suuruudeksi tutkijat ovat laskeneet noin 9 %. Muutos on odotettuakin, sillä ennen supernovaa tähti on epävakaa ja sen odotetaankin laajenevan. Tähdestä sinkoutuu kaasua ja pieniä pölyhiukkasia (erilaisia metallioksideja) avaruuteen muodostaen laajenevan ja viilenevän pilven tähden ympärille.

Näyttääkin siis siltä, että Betelgeuse on pölläyttänyt harvinaisen tiheän kaasu- ja pölypilven ympärilleen ja himmeneminen voi johtua siitä. Jos taas himmeneminen johtuu 420 vuorokauden muuttumisjaksosta, niin silloin sen syvin vaihe asettuu tammi-helmikuun vaihteeseen. Jos himmeneminen jatkuu vielä helmikuun alkupuolen jälkeenkin, tutkijat joutuvat miettimään aivan uusia malleja kirkkauden vähenemiselle.

Betelgeuse Euroopan Eteläisen Observatorin VLT -kaukoputkella kuvattuna. Kuva ESO /Wikimedia Commons.

Huomaukset

[1] Supernovaksi päätyvät tähden (SN II supernova progenitor) laajenevat voimakkaasti tähden ytimessä tapahtuvien ydinfuusioiden siirtyessä käyttämään raskaampia alkuaineita energiantuotantoon. Aikaa myöten fuusioon osallistuu aina vain raskaampia alkuaineita, kunnes ytimeen muodostuu rautaa. Raudan fuusio edelleen raskaimmiksi alkuaineiksi vaatii energiaa (eikä se tuota sitä), joten energiantuotanto tyrehtyy ja ydin luhistuu aluksi neutronitähdeksi ja hetkeä myöhemmin mahdolliseksi mustaksi aukoksi. Ytimen ulkopuoliset tähden kerrokset putoavat aluksi kohti muodostunutta neutronitähteä mutta sinkoutuvat lopulta törmäyksen aiheuttamien shokkiaaltojen vaikutuksesta avaruuteen.

Uusi tutkimus Hubblen vakion arvosta

Hubble-avaruus teleskooppia käyttävä tähtitieteilijöiden ryhmä on mitannut maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden tekniikalla, joka on täysin riippumaton aikaisemmasta menetelmästä.

Tarkan Hubblen vakion tunteminen on tärkeä kosmoksen iän, koon ja kohtalon määrittämiseksi. Tämän mysteerin ratkaiseminen on ollut viime vuosien suurimpia astrofysiikan haasteita. Uusi tutkimus lisää käsitystä siitä, että uusia teorioita voidaan tarvita selittämään, mitä tutkijat ovat havainneet.

Jokainen näistä Hubble-avaruusteleskoopin tilannekuvista paljastaa neljä vääristynyttä kuvaa taustakvasaarista. Kuva NASA, ESA, SH Suyu (Max Planckin astrofysiikan instituutti.

Tutkijoiden tulokset vahvistavat edelleen eroa maailmankaikkeuden laajentumisnopeuden (jota kuvataan Hubblen vakiolla) eri tutkimusten välillä. Lasketun Hubblen vakion ero paikallisuniversumin mittausten ja varhaisen maailmankaikkeuden taustasäteilyn perusteella ennustetun nopeuden välillä on merkittävä.

Uusimman tutkimuksen tulos edustaa tarkinta mittausta ja se perustuu gravitaatiolinssimenetelmään, jossa etualalla sijaitsevan galaksin painovoima toimii kuin jättiläinen suurennuslasi, vahvistaen ja vääristäen taustakohteista tulevaa valoa. Tutkimuksessa ei luotettu perinteiseen "kosmisen etäisyyden tikkaisiin" -menetelmään, jossa mitataan etäisyyksiä galakseihin käyttämällä erityyppisiä tähtiä "virstanpylväinä". Sen sijaan tutkijat käyttivät gravitaatiolinssien fysiikkaa maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden laskemiseksi.

Uudet Hubblen vakion mittaukset tehnyt tutkimusryhmä on nimeltään H0LiCOW (H0-linssit COSMOGRAILin Wellspringissä). COSMOGRAIL on lyhenne gravitaatiolinssien kosmologisesta seurannasta, suuri kansainvälinen projekti, jonka tavoitteena on gravitaatiolinssien seuranta. "Wellspring" viittaa kvasaarilinssijärjestelmien runsaaseen tarjontaan.

Tutkimusryhmä laski Hubblen vakion H0LiCOW-arvon tarkkailu- ja analysointitekniikoilla, joita on parannettu huomattavasti kahden viimeisen vuosikymmenen aikana.

H0LiCOW ja muut viimeaikaiset mittaukset viittaavat nopeampaan laajentumisnopeuteen paikallisuniversumissa, kuin mitä odotettiin perustuen Euroopan avaruusjärjestön Planck-satelliitin havaintoihin kosmisen taustasäteilystä yli 13 miljardia vuotta sitten.

Näiden kahden arvon välisellä erolla on tärkeitä vaikutuksia maailmankaikkeuden taustalla olevien fysikaalisten parametrien ymmärtämiseen, ja se voi vaatia uutta fysiikkaa eroavuuksien huomioon ottamiseksi.

"Jos nämä tulokset eivät ole samoja, se voi olla vihje, että emme vielä ymmärrä täysin kuinka aine ja energia kehittyivät ajan myötä, etenkin varhaisina aikoina", sanoi H0LiCOW-ryhmän johtaja Sherry Suyu Max Planckin astrofysiikan instituutista Saksassa, Münchenin tekninen yliopisto ja Academia Sinica -astronomian ja astrofysiikan instituutti Taipeissa, Taiwanissa.

Kuinka se tehtiin

H0LiCOW-ryhmä käytti Hubblea havaitsemaan kuuden kaukaisen kvasaarin valoa. Kvaasarit ovat ihanteellisia kohteita monista syistä; esimerkiksi, ne ovat kirkkaita, erittäin kaukana ja hajallaan taivaalla. Tutkimuksessa havaittiin sitä, kuinka kunkin kvasaarin valo jakaantui neljään kuvaan massiivisen etualan galaksin gravitaatiokentässä. Tutkitut galaksit ovat 3 miljardin - 6,5 miljardin valovuoden etäisyydellä ja kvasaarien keskimääräinen etäisyys on 5,5 miljardia valovuotta maasta.

Kunkin kvasaarin kuvan valonsäteet kulkevat hiukan erilaisella reitillä avaruuden läpi päästäkseen Maahan. Polun pituus riippuu aineen määrästä, joka vääristää avaruutta näkölinjaa pitkin kvasaarista Maahan. Kunkin reitin jäljittämiseksi tähtitieteilijät tarkkailevat kvasaarin valon välkkymistä. Kun valo välähtää, kukin linssin muodostama kuva kirkastuu eri aikaan.

Ymmärtääkseen nämä viiveet kokonaan, ryhmä käytti aluksi Hubblea laatimaan tarkat kartat aineen jakautumisesta kussakin linssigalaksissa. Tähtitieteilijät voivat sitten luotettavasti laskea etäisyydet galaksista kvasaariin ja Maasta galaksiin ja edelleen kvasaariin. Vertaamalla näitä etäisyysarvoja tutkijat mittasivat maailmankaikkeuden laajenemisnopeutta.

Tutkijat laskivat Hubblen vakion arvoksi 73 kilometriä sekunnissa megaparsekia kohden (±2,4%). Ryhmän mittaus on myös lähellä Hubblen vakion arvoa 74 km/s/Mpc, jonka Supernova H0 (SH0ES) tutkimusryhmä, joka käytti kosmisen etäisyyden tikkaat -menetelmää, on laskenut. SH0ES-mittaus perustuu etäisyyksien mittaamiseen kaukana oleviin galakseihin käyttämällä kefeidie ja supernovien kirkkauksia etäisyyden määrittämiseksi.

SH0ES- ja H0LiCOW-arvot eroavat merkittävästi Planckin luvusta 67 km/s/Mpc , vahvistaen eroa nykyisen  maailmankaikkeuden Hubblen vakion ja varhaisen maailmankaikkeuden havaintoihin perustuvan ennustetun arvon välillä.

Vuonna 2012 aloitetulla H0LiCOW-tiimillä on nyt kuvat ja aikaviiveet 10 kvasaarille. Ryhmä jatkaa uusien kvasaarien etsimistä ja seurantaa yhteistyössä kahden uuden ohjelman tutkijoiden kanssa. Ensimmäinen ohjelma on nimeltään STRIDES (STRong-lensing Insights into Dark Energy Survey) ja siinä etsitään uusia gravitaatiolinssien tuottamia kvasaarien kuvia. Toinen ohjelma on nimeltään SHARP ja siinä käytetään WM Keck-teleskooppien adaptiivista optiikkaa gravitaatiolinssien kuvaamiseksi. Ryhmän tavoitteena on tarkkailla yli 30 kvasaarijärjestelmää vähentääkseen tutkimuksen 2,4 prosentin epävarmuutta 1 prosenttiin.

NASAn tuleva James Webbin avaruusteleskooppi, jonka odotetaan aloittavan toimintansa vuonna 2021, voi auttaa tutkimusryhmiä saavuttamaan 1 % tarkkuustavoitteensa.

H0LiCOW-tiimin työ valmistelee myös tietä satojen linssikvasaarien havainnoille, joita tähtitieteilijät ovat löytäneet sellaisten tutkimusten avulla, kuten Dark Energy Survey ja PanSTARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) ja tulevan National Science Foundationin laaja Synoptic Survey Telescope, joiden odotetaan paljastavan tuhansia uusia gravitaatiolinssejä.

Edelleen NASAn laajakenttäinen infrapunateleskooppi (WFIRST) auttaa tähtitieteilijöitä ratkaisemaan Hubblen vakion arvoa jäljittämällä maailmankaikkeuden 

laajentumishistorian. Tehtävässä käytetään myös useita tekniikoita, kuten näytteenottoa tuhansista supernovista ja muista eri etäisyyksillä olevista kohteista, ​​jotta voidaan selvittää johtuuko ero mittausvirheistä, havainnointitekniikasta vai onko tähtitieteilijöiden mukautettava teoriaa, josta he johtavat ennusteita.

Talvipäivänseisaus

Tämän vuoden talvipäivänseisaus on 22.12.2019 kello 6.19. Tuolla hetkellä Aurinko on niin etelässä kuin se voi olla. Auringon koordinaatit ovat tuolla hetkellä RA 18 h 00 m 0,0 s, dec -23° 26’ 17”. Suomessa Aurinko talvipäivänseisauksen hetkellä ei ole vielä noussut; Tampereella se tapahtuu kello 9.47. Korkeimmillaan Aurinko näkyy kello 12.23 noin 5,1° korkeudella, ja horisonttiin se painuu kello 15.00. Päivälle tulee siis pituutta 5 tuntia 13 minuuttia.

Ekliptikan kaltevuus menneisyydessä. Kuva Wikimedia Commons.

Päivän pituus riippuu havaitsijan maantieteellisestä sijainnista. Pohjoisempana päivä on vielä lyhyempi, napapiirin pohjoispuolella Aurinko ei nouse lainkaan. Tampereelta etelään siirryttäessä päivän pituus kasvaa. Eteläisellä pallonpuoliskolla on kesä ja päivän pituus sen mukainen. Eteläisen napapiirin eteläpuolella on yötön yö, Aurinko ei laske lainkaan.

Ekliptikan kaltevuus tulevaisuudessa. Punainen neliö on tämänhetkinen arvo. Kuva Wikimedia Commons.

Talvipäivänseisauksena maapallon pyörimisakselin pohjoisnapa osoittaa Auringosta poispäin noin 23,4°. Tämän saman kulman tunnemme ekliptikan kaltevuutena suhteessa taivaanekvaattoriin. Ekliptika on maapallon ratataso Auringon ympäri ja taivaanekvaattori on tietysti maapallon ekvaattorin (päiväntasaaja) projektio taivaalla.

Ekliptika pysyy muuttumattomana, mutta maapallon asento ja samalla siis taivaanekvaattori hieman huojahtelee. Tällä hetkellä huojahtelu on kaltevuutta vähentävä noin 0,013 astetta (47 kulmasekuntia) vuosisadassa. Kulman muuttuminen johtuu Auringon, Kuun ja planeettojen gravitaatiovoimien vaikutuksesta.

Ekliptikan kaltevuus (ε) lasketaan nykyisin NASA/JPLn kehittämällä sarjalla

ε = 23° 26′ 21″.406 − 46″.836769 T − 0″.0001831 T² + 0″.00200340 T³ − 0″.576×10⁻⁶ T⁴ − 4″.34×10⁻⁸ T⁵

jossa T on aika laskettuna Juliaanisena vuosisatana epookista J2000.0. Kaavan tarkkuus on hyvä, sillä sen virhe on vähemmän kuin 0,04 kaarisekuntia vuosituhannessa seuraavien 10 000 vuoden aikana. 

Jos näin suurta tarkkuutta ei tarvita, laskukaavan voi lyhentää mistä termistä tahansa.

Ekliptikankaltevuus ja siten myös napapiirien sijainti ei pysy paikoillaan, vaan siinä tapahtuu muutoksia jopa vuorokauden aikana. Maanpinnalla napapiirin paikka voi nopeimmillaan siirtyä jopa 92 cm vuorokaudessa ja noin 34 m edestakaisin kolmen kuukauden jaksoissa. Pitemmissä ajanjaksoissa huojunta noin 270 metriä noin 18,5 vuodessa.

Huojunnan lisäksi napapiiri on siirtymässä kohti pohjoista noin 14,5 metriä vuodessa. Siirtyminen johtuu ekliptikan kaltevuuden vähenemisestä, mutta se ei voi jatkua ikuisesti. Pitkällä aikavälillä ekliptikan kaltevuuden lasketaan vaihtelevan 22 – 24,4° välillä, joka sijoittaa napapiirin aina jonnekin Simo – Taivalkoski etelälinjan ja Muonion korkeuden välille. Tällä hetkellä napapiiri on, kuten hyvin tiedetään, hieman Rovaniemen pohjoispuolella.

Jättikokoinen musta aukko löytyi Linnunradasta

Kiinalaisten tutkijoiden^[1] johtama tutkimusryhmä on onnistunut löytämään musta aukon, jolla on massaa yllättävän paljon. Musta aukko sai nimekseen LB-1. Musta aukon löytyminen ei sinällään ole mikään harvinaisuus, sillä tähden kokoisia tunnetaan Linnunradasta parisen kymmentä. Kaikkiaan Linnunradan mustien aukkojen määräksi arvioidaan noin 100 miljoonaa.

Kahden musta aukon välinen törmäys. Havainnekuva.

Musta aukko sijaitsee Linnunradassa Kaksosten tähdistössä noin 13 800 valovuoden etäisyydellä. Massaa mustalla aukolla on noin 68 M_☉ (Auringon massaa) ja se on osa binäärijärjestelmää. Mustaa aukkoa kiertää noin 8 M_☉ tähti, jonka kiertoaika on noin 78,9 vuorokautta. Musta aukon massa on yllättävän suuri, sillä tutkijat ovat pitäneen tähden ytimen luhistumisessa mustaksi aukoksi ylärajana noin 20 M_☉.

Tähden massaisten mustien aukkojen etsiminen ja löytäminen on vaikeaa ja vaatii aikaa. Jos ja kun musta aukko ei säteile merkittävästi mitään sähkömagneettista säteilyä, niin musta aukon löytäminen on lähes mahdoton tehtävä. Ainoaksi mahdollisuudeksi jää tapaukset, joissa musta aukko on binäärijärjestelmän osa. Silloin näkyvän tähden liikkeestä voidaan päätellä musta aukon olemassaolo. Näin tässäkin tapauksessa!

Ensimmäisten havaintojen jälkeen lisähavaintoja tehtiin Kanarian saarilla (La Palma) sijaitsevasta Grand Telescopio Canarias -observatoriosta ja Keck 1 -teleskoopilla (Yhdysvallat), jolloin saatiin määriteltyä musta aukon massa suhteellisen tarkasti.

Kuinka tällainen järjestelmä on voinut syntyä? Yksikään Linnunradan tähti ei ole niin massiivinen, että yksinään synnyttäisi näin massiivisen mustan aukon. Tutkijat ovatkin kehittäneen ajatuksen, että kyse on kahden pienemmän musta aukon törmäyksessä syntynyt musta aukko. Tätä ajatusta tukee LOGO observatorioiden tekemä ensimmäinen havainto GW150914, jossa törmäyksen tuloksena syntyi 62 M_☉ massainen musta aukko. GW150914 ei sijaitse Linnunradassa vaan noin 1,4 miljardin valovuoden etäisyydellä eteläisellä tähtitaivaalla (jossakin 90 % todennäköisyydellä 610 neliöasteen alueella) lähellä Magellanin pilvien suuntaa.

Ongelman ajatukselle kuitenkin tuottaa kiertolaisena oleva tähti. Sen rata näyttää olevan hyvin pyöreä musta aukon kiertoradalla. Jos tähti olisi kaapattu musta aukon syntymisen jälkeen, sen rata olisi hyvin soikea. Vaikka soikea rata voi aikaa myöten muuttua pyöreämmäksi, tässä tapauksessa aikaa tarvittaisiin paljon enemmän, kuin mitä tähdellä on aikaa pääsarjassa. Tähti olisi ehtinyt räjähtää supernovana ennen kuin rata olisi pyöreä.

Ainoa toistaiseksi vähemmän ongelmia tuottava selitys on, että massiivinen musta aukko on syntynyt kahden pienemmän musta aukon törmäyksessä. Pienemmät mustat aukot muodostuessaan (supernovin räjähdyksissä) eivät ole vaikuttaneet kolmanteen tähteen, vaan se on jatkanut radallaan lähes koskemattomana.


Huomautukset

[1] Nature 27.11.2019 Jifeng Liu & al.: A wide star–black-hole binary system from radial-velocity measurements. (Maksumuurin takana).

Komeetta 2I/Borisov havaittiin lähes vuotta ennen löytöään

Tähtivälisestä avaruudesta Aurinkokuntaamme saapunut komeetta 2I/Borisov oli valokuvattu yli 200 kertaa ennen varsinaista löytämistään. Tällaiseen tulokseen ovat tulleet Marylandin yliopiston tutkijat Quanzhi Yen’in johtama tutkimusryhmä.

Ennen löytöä otetuja valokuvia komeetta 2/ Borisovista. Kuva arxiv.org

Tutkimuksessa^[1] ryhmä kokosi Catalina Sky, Pan-STARRS ja Zwicky Transient Facility -laitteistojen kokoamia valokuvia niiltä alueilta, joilla komeetta olisi ollut ennen elokuussa 2019 tehtyä löytämistään. Valokuvia löytyi kaikkiaan 202, joissa komeetta on näkyvissä. Komeetan suurin etäisyys oli varhaisimmassa kuvassa jouluun 13. päivältä 2018 kahdeksan astronomisen yksikön etäisyydellä. Sitä varhaisemmista kuvista komeettaa ei löytynyt.

Valokuvien perusteella tutkijat pystyivät laskemaan mm. komeettaytimen koon. Ytimen säde on enintään 7 km se vapauttaa kaasuja avaruuteen 0,5 –10 km² alueelta. Lisäksi sen koma näyttää syntynee 5 – 7 au etäisyydellä. Aurinkokunnassa olevien komeettojen koma alkaa kehittyä hieman lähempänä Aurinkoa, vain 3 – 5 au etäisyydellä. Ero kertoo siitä, että 2I/Borisov sisältää aurinkokunnan komeettoja enemmän haihtuvia kaasuja kuten hiilidioksidia ja hiilimonoksidia. Ero ei kuitenkaan ole suuren suuri, joten sitä voidaan pitää samankaltaisena kuin Oortin pilvestä ensikertaa Aurinkokunnan sisäosiin tulevat komeetat ovat.

Komeetta 2I/Borisov saavuttaa perihelin (n. 2 au etäisyydellä Auringosta) joulukuun 8. päivänä tänä vuonna. Siihen asti se lähestyy ja Auringon lämpösäteily lisääntyy sillä seurauksella, että komeetasta sublimoituu entistä enemmän niin vesihöyryä kuin muitakin helposti haihtuvia kaasuja. Tästä puolestaan seuraa, että komeetan kirkkaus kasvaa jonkin verran. Rakenteellisesti komeetta pidetään hieman heikompana kuin Aurinkokuntamme komeettoja, joten voi olla, että 2I tarjoaa vielä mielenkiintoista nähtävää.

Huomautukset

[1] Tutkimus on julkaistu https://arxiv.org/abs/1911.05902 (https://arxiv.org/pdf/1911.05902.pdf)