torstai 26. tammikuuta 2023

Ensiyönä asteroidin lähiohitus

Vain viikko sitten löydetty asteroidi, 2023 BU, ohittaa maapallon hyvin läheltä ensi yönä kello 02.28 Suomen aikaa [1]. Asteroidin korkeus maanapinnasta on lyhyimmillään noin 3 500 km ja se tapahtuu Etelä-Amerikan yläpuolella. Kokoa kappaleella on NASA/JPL/CNEOS:n tekemien arvioiden mukaan 3,5 – 8,5 metriä.

Viimeisimpien laskelmien mukaan lähiohitus tapahtuisi kello 00.28 UTC aikaa Etelä-Amerikan yläpuolella. Kuvassa etäisyydeksi ilmoitettu lukema on etäisyys maapallon keskipisteeseen. Kuva NASA/JPL/CNEOS.

Tällä kertaa siis tapahtuu lähiohitus, mutta asteroidin rata muuttuu voimakkaasti ohituksen aikana. Ennen ohitusta asteroidin rata on lähes pyöreä Auringon ympäri ja kiertoaika oli 359 vuorokautta. Näin läheisen ohituksen ollessa kyseessä, ohituksen jälkeinen rata ei ole kovinkaan hyvin laskettavissa, sillä lähestymisradassa oleva pieni epävarmuus kasvaa suureksi. Ohituksen jälkeen tehtävillä havainnoilla pystytään asteroidin uusi rata laskemaan niin tarkasti kuin se on havaintoihin perustuen mahdollista. Tällä hetkellä näyttää siltä, että tuleva rata on ellipsi, jonka radan kaukaisin piste Auringosta on Maan ja Marsin ratojen välillä ja kiertoaika 425 vrk.

Jos tämä asteroidi joskus törmäisi maapalloon, tuskin tapahtuisi mitään suurempaa kuin mitä tapahtui Tšeljabinskissa. Siellä maapallon ilmakehään tuleen kappaleen kooksi arvioitiin noin 15 – 20 metriä. Kappale pirstoutui alailmakehään saapuessaan ja paineaalto rikkoi ikkunoita, raunioitti yhden heikkokuntoisen rakennuksen ja särkyneistä ikkunalaseista ihmiset saivat vammoja. Todennäköisesti 2023 BU myös pirstoutuisi ilmakehässä, joskin jo paljon korkeammalla ja maapinnalle päätyisi pieniä kappaleita.

Asteroidi 2023 BU:n löysi 21. tammikuuta Gennadi Borisov Krimin observatoriossaan. Hän on aikaisemmin löytänyt nimeään kantavan tähtien välisestä avaruudesta saapuneen komeetan 2I/Borisov:n. Borisovin ilmoitettua havainnostaan Minor Planet Centerille, useat observatoriot vahvistivat hänen havaintonsa.

Huomautukset

[1] Lähimmästä hetkestä on julkaistu useita eri aikoja, jotka poikkeavat hieman toisistaan. Tämä on tyypillistä, koska asteroidin rata tarkentuu jokaisen havainnon myötä ja myöhemmät laskelmat ovat tarkempia kuin aikaisemmat.


perjantai 13. tammikuuta 2023

Kuinka kaukana maailmankaikkeuden ensimmäiset galaksit ovat?

Tomi Hyvönen

Tähtitaivaan kohteita katsellessa mieleen usein tulee kysymys kohteen etäisyydestä. Kuinka kaukana on tähtitaivaan kirkkain tähti Sirius, tai juuri ja juuri paljain silmin näkyvä himmeä utuläiskä Andromedan galaksi? Tähtitaivaan kohteiden etäisyydet ovat kiehtoneet ihmisiä tuhansien vuosien ajan. Etäisyydet ovat oleellinen osa myös maailmankuvaamme, mikä on maapallon asema maailmankaikkeudessa.

Tähtitaivaan kohteiden etäisyyksien mittaaminen on ollut mahdollista alle parin sadan vuoden ajan. Tähtien etäisyys saatiin mitattua luotettavasti niinkin myöhään kuin vasta 1830-luvulla[1]. Galaksien etäisyyksiä on pystytty mittaamaan vasta noin sadan vuoden ajan.

Lähellä olevien kohteiden etäisyyden määrittäminen on suhteellisen helppoa parallaksin[2] avulla. Suurilla kosmologisilla etäisyyksillä olevien kohteiden etäisyyden määrittäminen ei ole yhtä helppoa eikä yksikäsitteistä, koska avaruus laajenee. Täytyy määrittää, millä hetkellä etäisyys mitataan. Mitataanko kohteen etäisyys silloin, kun valo lähti matkaan, vai etäisyys sillä hetkellä, kun kohteen valo saapuu teleskooppiin.

Kun kaukaisesta galaksista lähtenyt valonsäde osuu havaitsijan teleskooppiin, siihen piirtynyt kuva kertoo siitä hetkestä, kun valo lähti galaksista matkaan. Kohteen spektrin spektriviivoista saadaan mitattua punasiirtymä z. Punasiirtymä kertoo, kuinka paljon avaruus on suhteellisesti laajentunut sinä aikana, kun valo on matkannut avaruudessa. Se saadaan laskettua seuraavasti



,


jossa a0 ja a ovat maailmankaikkeuden skaalatekijät nyt ja valon lähtiessä punasiirtymällä z olevasta kohteesta. Esimerkiksi z = 1 maailmankaikkeuden koko oli puolet pienempi kuin nyt.

Usein etäisyyksistä puhuttaessa kysyjä tarkoittaa, mikä on havaittavan kohteen etäisyys juuri nyt tällä hetkellä. Tätä kutsutaan yleisesti kohteen ominaisetäisyydeksi. Ominaisetäisyys ei ole havaittava suure, mutta se voidaan laskea kohteen havaitusta punasiirtymästä ottamalla huomioon avaruuden laajeneminen. Ominaisetäisyys riippuu kosmologisesta mallista, ts. maailmankaikkeuden aine-energiasisällöstä ja geometriasta.

Lasketaan ominaisetäisyys punasiirtymän funktiona nykyisen standardikosmologian arvoilla, 

H0 = 70 km/sMpc

Wm = 0,3

WL = 0,7

Wm + WL = 1.

Punasiirtymällä z olevan kohteen ominaisetäisyys saadaan numeerisesti integroimalla



.



Kuvassa 1 on kohteen ominaisetäisyys havaintohetkellä eri punasiirtymillä. Tällä hetkellä (2023) kaukaisimpien havaittavien galaksien punasiirtymä on ~13. Kohteen ominaisetäisyys on noin 32 miljardia valovuotta.


Kuva 1: Laskennallinen kohteen ominaisetäisyys punasiirtymän z funktiona. Horisonttietäisyys on hyvin lähellä punasiirtymää z = 10000.


Kaukaisin kohde saadaan asettamalla integroinnin yläraja äärettömäksi. Saadaan horisonttietäisyys, jota kaukaisempia kohteita ei voida havaita[3]. Lasketuilla kosmologisilla parametreillä horisonttietäisyys on noin 46 miljardia valovuotta. Kuvassa 1 on kohteen ominaisetäisyys havaintohetkellä eri punasiirtymillä.

Kohteen ominaisetäisyys silloin, kun valo lähti matkaan, saadaan laskettua seuraavasti



.


Yhtälössä Dp(t0) on kohteen etäisyys havaintohetkellä ja z punasiirtymä. Kuvassa 2 on esitetty ominaisetäisyys emissiohetkellä punasiirtymän eri punasiirtymillä.


Kuva 2: Kohteen ominaisetäisyys, kun valo lähti matkaan kohteesta.



Viittaukset

[1] Friedrich Wilhelm Bessel 1784 - 1846 mittasi ensimmäisenä tähden 61 Cygni tähden parallaksin.

[2] Lähitähtien näennäiset paikat muuttuvat suhteessa hyvin etäisiin kohteisiin (esim. kvasaareihin) maapallon kiertäessä radallaan. Mitattaessa tähden paikka esimerkiksi puolen vuoden välein, jolloin parallaksi on suurin, tähden paikka on hieman muuttunut. Tätä muutosta sanotaan parallaksiksi ja sen mittayksikkö on kaarisekunti [”] tai millikaarisekunti. Tähden etäisyys saadaan laskettua parallaksin avulla kaavalla

d [pc] = 1/ p ["] ,

jossa etäisyys d on parsekeina (1 pc = 3,26 valovuotta). Lähimmän tähden Proxima Centaurin parallaksi on ~0,77".

[3] Havaintohorisontti johtuu siitä, että etäämmällä olevista kohteista valo ei ole vielä ehtinyt saavuttaa meitä.



torstai 5. tammikuuta 2023

Maailmankaikkeuden ikä

Tomi Hyvönen

Kosmologia on tieteenala, joka pyrkii selvittämään ei enempää eikä vähempää kuin koko maailmankaikkeuden salat. Miksi maailmankaikkeus vaivautuu olemaan olemassa, millaista ainetta ja energiaa se sisältää, miten laajan mittakaavan galaksirakenteet ovat syntyneet, mikä on maailmankaikkeuden tulevaisuus? Yksi mielenkiintoisimmista kysymyksistä on maailmankaikkeuden ikä. Onko maailmankaikkeus ollut aina olemassa, vai onko sillä kenties ollut alku jossain aikojen alkuhämärissä. Jos on ollut, kauanko maailmankaikkeus on ollut olemassa?

Lähes koko ihmiskunnan historian ajan kysymys maailmankaikkeuden iästä on kuulunut filosofisiin pohdintoihin vailla konkreettisia tieteellisiä mahdollisuuksia yrittää selvittää asiaa. Kuluneen sadan vuoden ajan maailmankaikkeuden kehitystä on pystytty tutkimaan luonnontieteellisin menetelmin havaintolaitteiden kehittymisen ansiosta.

Tähtitieteilijät havaitsivat 1920-luvulla lähes kaikkien galaksien spektriviivojen liikkuvan kohti spektrin punaista päätä, ts. pitemmille aallonpituuksille. Mitä kaukaisempi galaksi sitä suurempi oli spektriviivojen siirtymä (kuva 1).


Kuva 1. Avaruuden laajeneminen aiheuttaa galaksien spektriviivojen siirtymisen kohti spektrin punaista päätä. Wikimedia Commons.


Jos galaksit olisivat avaruudessa havaitsijan suhteen paikoillaan, punasiirtymää ei havaittaisi. Valon aallonpituuden täytyi siis kasvaa sen kulkiessa avaruudessa. Luonnollinen selitys punasiirtymälle oli, että galaksit etääntyvät havaitsijasta – havaittiin avaruuden laajeneminen.

Punasiirtymä z saadaan suoraan havainnoista. Mitä suurempi punasiirtymä sitä kauempana kohde on, eli sitä varhaisempaan maailmankaikkeuteen katsotaan. Punasiirtymä saa arvoja nollasta äärettömään. Nykyhetkellä z = 0 ja maailmankaikkeuden syntyhetkellä z = ∞. Tällä hetkellä kaukaisimpien havaittujen kohteiden punasiirtymä on noin z ~ 13.

Punasiirtymän lisäksi mitattiin galaksien etäisyys. Huomattiin galaksin punasiirtymän suuruuden riippuvan galaksin etäisyydestä. Kauempana olevalla galaksilla on suurempi punasiirtymä. Mitä pitemmän matkan säteily kulkee laajenevassa avaruudessa sitä enemmän avaruus laajenee valon matka-aikana ja venyttää säteilyn aallonpituutta ja sitä suurempi on havaittu punasiirtymä. Tämä tunnetaan Hubblen lakina.

Galaksien etääntymisestä seuraa yksinkertainen johtopäätös: maailmankaikkeudella täytyy olla alku ja maailmankaikkeuden ikä on äärellinen. Koska galaksit etääntyvät toisistaan, ne olivat eilen lähempänä tosiaan kuin tänään. Toissa päivänä ne olivat vielä lähempänä toisiaan jne. Jossain vaiheessa galaksit, tai ne muodostava aine, oli yhdessä ja samassa pisteessä. Tämä oli maailmankaikkeuden alkuhetki. Mittaamalla avaruuden laajenemisnopeus maailmankaikkeuden ikä saadaan selville.

Kun galaksien liikkeet olivat paljastaneet avaruuden laajenemisen, täytyi määrittää maailmankaikkeuden nykyinen laajenemisnopeus. Nykyinen laajenemisnopeus tunnetaan nimellä Hubblen vakio H0. Se saadaan määritettyä havaitsemalla useiden galaksien punasiirtymä ja mittaamalla tavalla tai toisella näiden galaksien etäisyys. Punasiirtymän mittaus on suoraviivaista, mutta etäisyyden määrittäminen on huomattavasti haastavampaa. Kun riittävästi galakseja on havaittu, muodostetaan mittaustuloksista kuvaaja koordinaatistoon, jossa vaaka-akselilla on etäisyys ja pystyakselilla punasiirtymästä laskettu galaksin etääntymisnopeus. Kuvaajana on suora, jonka kulmakerroin on nykyinen laajenemisnopeus, Hubblen vakio H0.

Yleisimmin käytetty yksikkö Hubblen vakiolle on hieman oudolta kuulostava km/sMpc. Kun etäisyydet muuttaa samaksi yksiköksi, vaikkapa kilometreiksi (1 Mpc = megaparsek = 3,26 miljoonaa valovuotta) (alaviite 1), saadaan Hubblen vakion yksiköksi ajan käänteisluku, 1/s. Hubblen vakion käänteisluvulla on siis ajan yksikkö. Kenties sillä on jotain tekemistä maailmankaikkeuden iän kanssa.

Hubblen vakiota on mitattu noin sadan vuoden ajan lukemattomissa eri tutkimushankkeissa useilla menetelmillä. Sen mahdollisimman tarkka määrittäminen oli yksi Hubblen avaruusteleskoopin tärkeimmistä tehtävistä. Havaintojen perusteella Hubblen vakio on välillä 67 < H0 < 73 km/sMpc.

Hubblen vakion käänteisluku antaa arvion maailmankaikkeuden iälle. Arvolla H0 = 70 km/sMpc maailmankaikkeuden ikä olisi 13,97 miljardia vuotta. Näin kauan galakseilla olisi kestänyt kulkea maailmankaikkeuden alusta siihen pisteeseen, jossa ne tällä hetkellä ovat, jos avaruuden laajenemisnopeus olisi vakio. Jos avaruus olisi laajentunut aina ja iankaikkisesti samalla nopeudella, se olisi maailmankaikkeuden ikä. Tarina ei kuitenkaan ole ihan näin yksinkertainen.

Avaruuden sisältämä aine ja energia vaikuttavat laajenemisnopeuteen. Galaksien välinen gravitaatio hidastaa laajenemista, kun taas avaruuden täyttävä pimeä energia kiihdyttää laajenemista. Aineen ja energian vaikutus täytyy ottaa huomioon maailmankaikkeuden ikää laskettaessa.

Maailmankaikkeuden kehitys on gravitaation hallitsema, joten yleistä suhteellisuusteoriaa tarvitaan laskettaessa tarkemmin avaruuden laajenemista. Laskennalliseksi onneksi avaruus on havaintojen perusteella (mm. kosminen mikroaaltotaustasäteily) homogeeninen ja isotrooppinen. Riippumatta siitä, missä kohtaa avaruutta ollaan tai mihin suuntaan katsotaan, maailmankaikkeus näyttää aina samanlaiselta. Homogeenisessa ja isotrooppisessa tapauksessa yleisen suhteellisuusteorian yhtälöt supistuvat vain yhdeksi avaruuden laajenemista kuvaavaksi yhtälöksi. Tätä kutsutaan usein Friedmannin yhtälöksi.

Kuten edellä todettiin, laajeneminen riippuu maailmankaikkeuden koostumuksesta. Maailmankaikkeuden aine-energia koostuu atomaarisesta ja pimeästä aineesta, säteilystä ja pimeästä energiasta (alaviite 2 ja 3). Säteilyn osuus on kuitenkin merkityksettömän pieni aivan alkuhetkiä lukuun ottamatta. Aineen ja pimeän energian osuudet täytyy sisällyttää maailmankaikkeuden ikää kuvaavaan yhtälön. Isotrooppisen ja homogeenisen avaruuden kaarevuus voi olla tasainen (paperin pinta), negatiivisesti (satulapinta) tai positiivisesti kaareutuva (pallon pinta). Havainnot ja maailmankaikkeuden alkuun liittyvä inflaatioteoria tukevat vahvasti käsitystä, että avaruuden geometria on tasainen.

Näistä lähtökohdista saadaan yhtälö, josta maailmankaikkeuden ikä voidaan laskea






jossa H0 on Hubblen vakio ja z punasiirtymä. Parametrit Wm ja WL kuvaavat aineen ja pimeän energian osuutta maailmankaikkeuden aine-energiasisällössä. Parametri WR kuvaa avaruuden geometriaa. Koska avaruus on tasainen, 

WR = 0.

Hyvänä nyrkkisääntönä on helppo muistaa seuraavat tämän hetkisen kosmologisen standardimallin parametrit:

Wm ~ 0,3 , WL ~ 0,7, H0 ~ 70 km/sMpc.

Avaruuden geometria on tasainen, joten. Standardimallin mukaan vain noin 30 % aine-energiasta on meille tuttua atomaarista ja toistaiseksi tuntematonta pimeää ainetta. Suurin osa noin 70 % on jotakin mystistä pimeää energiaa. Yhtälöstä huomataan, miten maailmankaikkeuden ikä riippuu parametrien ja Hubblen vakion arvoista.

Edellä olevasta yhtälöstä saadaan numeerisesti integroimalla ns. lookback time, ts. kuinka kauas ajassa katsotaan. Maailmankaikkeuden ikä saadaan laskettua integroimalla nykyhetkestä z = 0 maailmankaikkeuden alkuun z = ∞ 


.




Tässä tekstissä integrointi suoritettiin wxMaxima ohjelmistolla.

Kuvassa 2 on esitetty, miten maailmankaikkeuden tämän hetkinen ikä riippuu aineen ja pimeän energian energiatiheysparametreistä Wm ja WL. Kun pimeän energian osuus kasvaa, maailmankaikkeuden nykyinen ikä kasvaa. 1990-luvulla kosmologian standardimalli sisälsi vain ainetta Wm = 1. Se oli ongelmallinen malli, koska maailmankaikkeus näytti olevan nuorempi kuin vanhimmat tähdet. Pimeän energian havaitseminen vuosituhannen vaihteessa oli hyvä uutinen, koska se teki maailmankaikkeudesta riittävän vanhan tähtien kehitykselle.

Nykyisen kosmologian standardimallin parametrien arvoilla edellä olevan yhtälön ratkaisuna saadaan maailmankaikkeuden iäksi t0 ~13,5 miljardia vuotta.

Useat eri menetelmät, esimerkiksi pallomaisten tähtijoukkojen iät ja valkoisten kääpiöiden lämpötila, antavat maailmankaikkeuden iän alarajaksi 12 – 13 miljardia vuotta. Tämä on sopusoinnussa kosmologisista havainnoista saadun iän kanssa.

Maailmankaikkeus ei siis ole ollut olemassa ikuisesti, vaan sen ikä on äärellinen. Aurinkokunnan, ja maapallon, ikä on ~5 miljardia vuotta. Hyvänä nyrkkisääntönä voi muistaa, että maailmankaikkeus on noin kolme kertaa vanhempi kuin maapallo.

Kuvassa 2 maailmankaikkeuden ikä on laskettu kolmella eri Hubblen vakion arvolla. Mitä suurempi H0 sitä lyhempi maailmankaikkeuden ikä on.

Kuvassa 3 on laskettu edellä olevasta yhtälöstä maailmankaikkeuden ikä sillä hetkellä, kun säteily lähti matkaan punasiirtymällä z olevasta kohteesta. Kuvaajasta nähdään, että esimerkiksi punasiirtymällä z = 13 olevasta kohteesta säteily lähti matkaan silloin, kun maailmankaikkeus oli vain noin parin sadan miljoonan vuoden ikäinen. Punasiirtymällä z ~ 13 havaitun kohteen etäisyys tällä hetkellä on ~32 miljardia valovuotta.

Toisena esimerkkinä havainnoista tiedetään, että tähtien syntynopeus oli suurimmillaan z = 2 ~ 3, eli maailmankaikkeuden ollessa vain muutaman miljardin vuoden ikäinen. Aurinko syntyi vasta useita miljardeja vuosia myöhemmin. Mitäpä, jos näille tähtien syntypurskeessa syntyneiden tähtien planeetoille olisi kehittynyt elämää. Olisiko niille kehittynyt elämä meitä muutama miljardi vuotta edellä?

Kuva 2. Maailmankaikkeuden ikä tiheysparametrien funktiona. Pisteviivalla on esitetty nykyisen kosmologisen standardimallin parametrit.



Kuva 3. Maailmankaikkeuden ikä eri punasiirtymillä.



Alaviitteet:


1: parsek: 1 pc etäisyydeltä Maan radan säde näkyy 1 kaarisekunnin kulmassa. Etäisyyttä kuvaava yksikkö. 1 pc = 3,26 valovuotta (lyr).

2: pimeä aine: aine, joka vaikuttaa vain gravitaation kautta. Ei lähetä, eikä ime säteilyä.

3: pimeä energia: maailmankaikkeuden energiatiheys, joka pysyy vakiona avaruuden laajetessa. 



keskiviikko 14. joulukuuta 2022

Havaintovinkkejä tammikuulle 2023

Tässä muutama havaintovinkki tammikuulle 2023. Lisää tähtitaivaan tapahtumista löytyy tästä!

2.1.2023 kello 1.05
Kuu piettää Uranuksen, ensimmäinen kontakti on kello 00.33.02 ja toinen kontakti on kello 00.33.11. Peittyminen tapahtuu Kuun pimeällä reunalla, joten kaukoputki pitää suunnata Uranukseen. Uranus palaa näkyviin kolmannen kontaktin ollessa kello 1.28.48 ja neljäs kontakti on kello 1.28.56 Kuun valaistulla reunalla noin kello 5.30 suunnassa. Esiintulo on sen verran yllättävä, että kaukoputki kannattaa pitää suunnattuna Uranukseen koko peittymisen ajan. Uranus on noin 21° korkeudella eteläsuunnassa.

Uranus peittyy myös 29.1. aamulla mutta se ei näy Suomessa.

3.1.2023 kello 22.17 Kuu ja Mars ovat lähekkäin, etäisyys on 1,1°. Mars on kirkas ja punertava, joten sen tunnistaa helposti.


9.1.2023 Kuun libraatio on 6,6° etelään, jolloin Kuun etelänavan seutu on näkyvissä.

16.1.2023 Kuun libraatio on 7,8° länteen, jolloin mm. Grimaldi kraatteri on kiertynyt näkyviin.


22.1.2023 kello 17.24 Saturnus ja Venus ovat lähekkäin, etäisyys 0,5°. ja näkyvät n. 5° korkeudella läntisellä taivaalla.

24.1.2023 illalla paras maatamon näkyvyys tammikuussa.

27.1.2023 Kuun libraatio on 7,8° itään, jolloin Mare Crisium on hyvin näkyvissä.


maanantai 5. joulukuuta 2022

Kirjauutuus: Ihmisen kosmos, kulttuuri ja tähdet

Jo Marchant


Ihmisen kosmos – kulttuuri ja tähdet

Ursa ry 2022

ISBN 978-952-7443-13-2

Nidottu, 360 sivua


Aivan alkuun täytyy lainata teksti Ursan kirjaesittelystä:

Ihmisen kosmos kertoo tähtitaivaan merkityksestä inhimilliselle kulttuurille: miten tähtitaivas ja sen tutkiminen ovat vaikuttaneet uskontoihin, taiteeseen, tieteeseen ja politiikkaan aina varhaisista myyteistä moderniin maailmaan. Jo Marchant avaa historiaan uusia jännittäviä näkökulmia ja osoittaa kahdellatoista tarinalla, kuinka käsityksemme taivaista ovat vaikuttaneet sivilisaatioomme. Kirja kertookin enemmän meistä ihmisistä kuin avaruudesta.

Itse kun en ole mikään kulttuuri-ihminen, niin jo tuo esittely herätti tietyn asenteen koko kirjaan. Kirja kuitenkin alkoi kiinnostavasti Ranskan lounaisosassa sijaitsevan Lascaux’n luolan löytämisestä ja tutkimisesta. Muistanette varmaan tämän luolan monista dokumenteista ja lehtijutuista, etenkin sen seinät peittävistä valtavista eläinhahmoista ja pisteistä, joiden on kerrottu kuvaavan tähtitaivasta. Vaikka kirjasta ei kuvia löydykään, monet tulkinnat tähtikuvioista ovat kyllä vakuuttavia. Ehkä itsekin, jos olisin elänyt 30 000 vuotta sitten, olisin tähtikuvioita luolan seinään piirrellyt.

Toinen kohta kirjassa, joka innosti lukemaan, oli kertomus kapteeni James Cookin matkasta Tahitille Venuksen vuoden 1769 ylikulkua havaitsemaan. Tarina on tietysti kerrottu monissa muissakin kirjoissa ja artikkeleissa, joten sinällään tässä varsin suppeassa kertomuksessa ei ollut mitään uutta. Se kuitenkin sai minut miettimään Venuksen etäisyyden mittaamisen yksityiskohtia, siis niitä, jotka ovat joskus asian ollessa esillä, unohtuneet miettimättä. Ilmeisesti ylikulkujen problematiikkaan täytyy vielä palata nykyisien tietokoneohjelmien avulla.

Kirjan monessa muussakin luvussa, joita on kaikkiaan 12, on käsitelty lyhyesti erilaisia yhteyksiä tähtitieteeseen, sen historiaan ja kehitykseen. Nämä ei kuitenkaan täytä koko kirjaa, vaan sekaan on punottu käsittämätön määrä erilaista filosofiaa sen pahimmassa merkityksessä. Kirjoittaja lainailee ”never heard” henkilöiden kirjoituksia pahimmillaan jopa saman virkkeen eri lauseissa kahdenkin eri ihmisen mielipiteitä. Tällainen teksti kyllä jää täysin käsittämättömäksi, kirjoittajan (Jo Marchantin) sanoma ei avaudu tällaiselle insinöörin putkiaivoille. Jos minulta olisi kysytty lukemisen aikana tällaisessa kohdassa, mitä edellisellä sivulla oli kerrottu, en olisi pystynyt vastaamaan siihen.

On vaikea kuvitella, millainen lukija viihtyy kirjan parissa? Varmastikin hänen täytyy olla kiinnostunut filosofiasta ja vähintään tuntea sen ajatusmaailmaa. Tai sitten kirjan ostaja hankkii sen pöydällään pidettäväksi (kuitenkaan koskaan lukematta sitä) antaakseen itsestään intellektuellin vaikutelman vierailijoilleen. Itse en kuulu kumpaakaan ryhmään, joten kirja jäänee nyt hyllyyni pölyyntymään.

Kari A. Kuure

 

lauantai 26. marraskuuta 2022

Komeettaa 29P/Schwassmann–Wachmann 1 kirkastui

Pohjoisen pallonpuoliskomme asukkaita tunnutaan nyt hemmottelevan havaittavissa olevilla komeetoilla. Komeettaa 29P/Schwassmann–Wachmann 1 kirkastui yllättäen pari vuorokautta sitten. Kirkkauden lisääntyminen on noin 4 magnitudia, joten se on tullut havaittavaksi myös pienehköillä harrastajakaukoputkilla. Lisäksi se on hyvin helpossa paikassa löytää, sillä se liikkuu Kaksosten tähdistössä hitaasti länteen. Liikesuunta on siis hieman epätavallinen, mutta se johtuu komeetan oppositioon liittyvästä taantuvasta liikkeestä, toisin sanoen komeetta tekee tähtien suhteen pienen silmukan.

Komeettaa 29P/Schwassmann–Wachmann 1 on etelämeridiaanissa noin kello 3 aamuyöstä. Tässä kartassa osoitetaan komeetan paikka Kaksosten tähdistössä.

Kirkkauden lisääntymisen arvioidaan johtuva gryogeenisestä purkauksesta, siis komeettaytimen sisältä on sisäisen paineen purkautuessa avaruuteen sinkoutunut jään lisäksi myös runsaasti orgaanisia kaasuja kuten metaania, etyleeniä, etaania ja propaania, kaikki hyvin tavallisia aineita komeetoissa.

Kuinka kauan purkaus kestää ja kuinka kirkkaaksi komeetta tulee, on vaikea ennakoida. Purkauksen vaikutuksesta komeetan kokonaiskirkkaus on noussut noin 11 magnitudiin, joten sen havaitseminen visuaalisesti on mahdollista, mutta parhaiten se on havaittavissa valokuvaamalla. Komeetan liikenopeus on sen verran hidasta, että komeettaydintä ei erikseen tarvitse kaukoputkella seurata. Oheisissa kartoissa on komeetan sijainti ja rata parin seuraavan viikon ajalle.

Komeetan rata vie sitä hiljalleen kohti länttä jonkin aikaa, kunnes 25.2.2023 liike pysähtyy ja jatkuu itään suuntautuvana liikkeenä.


sunnuntai 20. marraskuuta 2022

Kaksi komeettaa kiikarihavaitsijoille

Pohjoisella tähtitaivaalla on tällä hetkellä kaksi komeetta, jotka ovat samalla kertaa sekä helppoja ja haasteellisia kohteita kiikarihavaitsijoille. Kohteet ovat helppoja koska ne nousevat korkealla pohjoisella tähtitaivaalle ja ovat pitkää sikumpolaarisia, eli eivät laske horisonttiin pitkään aikaan. Tämä tarjoaa Suomen sääoloissa hyvän mahdollisuuden niiden havaitsemiseen aikaikkunan puitteissa.

Haasteellista niiden havaitsemiseen on, niiden kirkkaus. Molemmat ovat vielä tässä vaiheessa vain isolla tähtikiikarilla tai jopa valovoimaisella kaukoputkella visuaalisesti havaittavia mutta onneksi niiden kirkkaudet kasvat jonkin verran. Toinen niistä voisi tulla jopa paljain silmin havaittavaksi pimeässä paikassa, jos suurin osa sen kokonaiskirkkaudesta keskittyy komaan. Valokuvaamalla komeetat pitäisi olla helppoja kohteita valovoimaisella objektiivilla tai jopa pienellä kaukoputkella.

C/2020 V2 (ZTF)

Komeetta löytyi Zwicky Transient Facility -laitteistolla. Komeetan kirkkaus on noin 10,6 tällä hetkellä, joten aivan vielä se ei ole kiikarilla havaittavissa. Tätä kirjoittaessani komeetta on Ison karhun tähdistössä ja se siirtyy kohti pohjoista hieman yli 0,5° vuorokaudessa. Marraskuun 23. päivän iltana se on lähellä (<2°) Gianfar-tähteä Lohikäärmeessä. Hieman ennen oppositiota 24.12.2022 se on melko lähellä Pohjantähteä. Etäisyyttä on 22. päivän illasta alkaen (<4°) 25.12. asti. Sen jälkeen etäisyys kasvaa hiljalleen. Opposition aikaan sen kirkkaus on edelleen 10,8 magnitudiasteikolla.

Komeetta C/2020 V2 (ZTF) etsintäkartta 100 vrk.

Pohjantähden ohittamisen jälkeen komeetta kulkee pohjoisen himmeitten tähtien ohi kohti Kassiopeiaa ja tammikuun 26. päivän iltana se on alle puolenasteen etäisyydellä Ruchbath-tähteä Kassiopeian tutussa W-kuviossa. Komeetan kirkkaus on tässä vaiheessa 10,6. Komeetta on näihin aikoihin kirkkaimmillaan ja Seiichi Yoshida arvioi komeetan kirkkaudeksi 9,0 – 9,5m.

Helmikuun 12. päivän iltana komeetta on noin 1° etäisyydellä ypsilon Persei -tähdestä lähellä Andromedan rajaa ja seuraavana päivänä vain noin 0,5 astetta tähdestä. 14.2. komeetan ja tähden välinen etäisyys on vain noin 17 kaarisekuntia. Helmikuun 28 päivänä komeetta ylittää Andromedan Almach ja Titawin välisen suoran noin 1/3 etäisyydellä Titawin-tähdestä. Tässä vaiheessa komeetan kirkkau alkaa hiljalleen hiipua ja on nyt 10,7.

 Maaliskuun 12. päivän iltana komeetta sivuaa NGC752 avointa tähtijoukkoa ja saapuu Kolmion tähdistön alueelle. Kolmion tähtien keskellä se on maaliskuun 25 päivästä alkaen aina 30. päivään. Huhtikuussa komeetan deklinaatio edelleen pienennee ja pimeiden öiden päättyessä se on jo jonkin verran himmentynytkin (10,9m).

C/2022 E3 (ZTF)

Komeetta löydettiin 2.3.2022 Zwicky Transient Facility -laitteistolla. Komeetta on perihelissä 12, 1, 2023, jolloin se on vain 1,1 au etäisyydellä Auringosta. Maapalloa se on lähimmillään 1.2. 2023, jolloin etäisyyttä on vain 0,28 au. Komeetta näyttää vihertävältä ja sillä on kellertävä pölypyrstö ja heikko (sinertävä) ionipyrstö.

Komeetta C/2022 E3:n etsintäkartta 90 vrk ajalle. 

Tällä hetkellä tämä komeetta sijaitsee Corona Berealisin eli Pohjankruunun tähdistössä. Sen liike kohti pohjoista ei vielä ole kovin nopeaa ja joulukuun 17. päivänä se on noin 1 asteen etäisyydellä epsilon CrB tähdestä kaakkoon. Komeetan kirkkaus on noin 9,0m. Tammikuun 8. päivänä komeettaa on vain 20 kaariminuutin etäisyydellä (etelään) kappa Corona Borealiksesta ja on kirkastunut jo 7,5 magnitudiin. Tällöin sen pitäisi olla jo helpohko kiikarikohde ja valokuvaamalla erittäin helppo kohde.

Etsintäkartta marras-joulukuulle 30 vrk.

Tammikuun 27 päivänä komeetan ja Pienen karhun Kochab-tähden välinen etäisyys on hieman yli 3 astetta. Komeetta on tällöin kirkkaudeltaan 5,7 magnitudia. Tammikuun 30. päivänä komeetan ja Pohjantähden välinen etäisyys on yli 10 astetta, jolloin komeetan kirkkaus on noin 5,4 magnitudia.

Etsintäkartta joulu- tammikuulle 30 vrk.


Komeetta saavuttaa opposition helmikuun 3. päivänä ja on silloin kirkkaudeltaan jo 5,4 magnitudia. Komeetta pitäisi siis näkyä paljain silmin pimeässä paikassa, sillä sen kirkkaus näyttäisi olevan keskittynyt suurimmaksi osaksi komaan. Komeettaa pitäisi etsiä Kirahvin tähdistöstä läheltä Ajomiehen tähdistön rajaa.

Helmikuun 5. päivänä iltana noin kello 21 komeetta on vain 2 astetta Capellasta koilliseen. Tässä vaiheessa komeetan liikenopeus taivaalla on noin 5,5 astetta vuorokaudessa, joten pienenkin ajan kuluessa se siirtyy huomattavasti. Helpointa on ajoittaa havainnot siten, että jokin tunnettu kohde on eräänlaisena tukipisteenä, kuten tänä päivänä Capella. Komeetan liikesuunta vie sitä pitkin Ajomiehen tähtien riviä ja 8. helmikuuta se on jo alle asteen etäisyydellä Al Kab -tähdestä (Ajomiehessä).

Etsintäkartta tammi-helmikulle 30 vrk.

Komeetta on jo hieman himmentynyt mutta mielenkiintoinen kohtaaminen on tulossa. sillä helmikuun 10. päivän jälkeisen yönä komeetta lähestyy Marsia. Etäisyyttä planeettaan on vain 1,5 astetta juuri ennen kuin kohteet painuvat horisontin alapuolelle aamulla kello 6 aikoihin. Komeetan kirkkaus on 6,5, joten voi olla, että sen näkyminen horisontin läheltä on mahdotonta, ellei havaintokeli ole poikkeuksellisen selkeä.

Seuraavanakin iltana komeetta ja Mars ovat lähekkäin, joten mielenkiintoisen kohtaamisen voi vielä toistaa tai jos edellisenä iltana tai yönä havaitseminen ei onnistunut, niin nyt vielä on uusi mahdollisuus.

Etsintäkartta helmi-maaliskuulle 30 vrk.

Helmikuun 14./15. yönä komeetta lähestyy Härän tähdistön kirkkainta tähteä Aldebarania, vaikka kohtaaminen ei olekaan kovin läheinen. Etäisyyttä on noin 1,5 astetta. Komeetan kirkkaus on jo himmentynyt ja on tällöin 7,1.

Maaliskuun aikana komeetan rata vie sitä kohti etelää Orionin länsipuolitse ja huhtikuun alkupäivinä se viimeistään katoaa näkyvistä iltahärältä taivaalta.

  

Huomautukset

[1] Zwicky Transient Facility (ZTF) on julkisen ja yksityisen sektorin kumppanuusohjelma, jonka tavoitteena on optisen yötaivaan systemaattinen tutkimus. Äärimmäisen laajakuvakameralla ZTF skannaa Palomarin observatorion 48 tuuman Samuel Oschin -teleskoopilla koko pohjoisen tähtitaivaan kahden vuorokauden välein. Tuloksena oleva laaja-alainen tutkimus antaa tähtitieteelliselle yhteisölle mahdollisuuden harjoittaa laajaa aika-alueen tiedettä maapallon lähellä olevista asteroideista kaukaisten supervaloisten supernovien tutkimukseen. ZTF:ää rahoittavat yhtä paljon Yhdysvaltain kansallinen tiedesäätiö sekä kansainvälinen yliopistojen ja instituutioiden konsortio.