Kirja-arvostelu: Revontulibongarin opas

 Kirjoittajat: Minna Palmroth, Jouni Jussila & Markus Hotakainen, kustantaja Into.

Ostin viime syksynä kirjan Revontulibongarin opas ja nyt havaintokauden alettua innostuin lukemaan sen läpi. Kirja sopii kaikille aiheesta kiinnostuneille. Henkilölle, joka vain haluaa ihailla ilmiötä tai on kiinnostunut tieteestä ilmiön takana. Kirjassa on myös hyvät ohjeet, miten saada onnistuneita revontulivalokuvia. Kauniit kuvat selkeyttävät ja havainnollistavat tekstiä. Selkeä sisällysluettelo toimii hyvin, kun hakee tietoa vain yhdestä aiheesta kerrallaan.

Kirjan lopussa on myös lista linkkejä liittyen revontulien ennustamiseen ja auringon aktiivisuuteen yleisesti.

Kirjaa näyttää saavan vielä esimerkiksi täältä ja se on vielä alennuksessakin:

https://kauppa.intokustannus.fi/kirja/revontulibongarin-opas/

Satu Mäkelä 

 

Mikäli haluat lukea kirjasta toisenkin mielipiteen, niin se onnistuu Avaruusmagasiinista. 

Jupiterin ja Saturnuksen oppositiot

Teksti Kari A. Kuure

Aurinkokuntamme planeettojen havaittavuus on yleensä parhain opposition läheisyydessä. Opposition aikaan planeetat ovat vastakkaisella puolella taivasta kuin Aurinko ja näin ne näkyvät yleensä koko yön. Oppositionaikainen havaintoikkuna jatkuu oppositiohetken molemmin puolin usein jopa kuukausia, joten sääkään ei yleensä tuota ongelmia planeettojen havaittavuudelle. Näin pitkään ajanjaksoon sisältyy aina selkeitä öitä, jolloin havaintoja voi tehdä.

Ulkoplaneetat joutuvan noin kerran vuodessa oppositioon. Mars on kuitenkin poikkeus, sillä sen oppositio toistuu noin 26 kuukauden välein. Opposition aikaan planeetat ovat yleensä hyvin havaittavissa, kun taas konjunktiossa ollessaan ne ovat horisontin yläpuolella vain päivällä ja hyvin huonosti havaittavissa. Piirros © Kari A. Kuure.

 

Oppositiot eivät kuitenkaan ole aina samanlaisia, vaan niissä on suuria eroja havaittavuuden ja erotuskyvyn kannalta tarkasteltuna. Planeettojen ollessa korkealla taivaalla, ne ovat yleensä suhteellisen helposti havaittavissa. Planeettojen näennäinen koko vaihtelee sen mukaan, kuinka kaukana planeetat ovat opposition aikana? Lähempänä ollessaan niissä näkyy paljon yksityiskohtia, mutta jos ne ovat kaukana, yksityiskohtien määrä on selvästi vähäisempi.

Jupiterin oppositiot

Jupiterin sideerinen kiertoaika on 11,8565 vuotta (4 330,60 vrk). Tässä ajassa planeetta kiertää Auringon kerran tähtien suhteen. Maapallo on lähempänä Aurinko ja kiertoliikkeen kulmanopeus on siis paljon suurempi kuin Jupiterin. Tästä syystä maapallo saavuttaa Jupiterin jokaisella kierroksella ja ovat samassa keskinäisessä asemassa tietyin väliajoin. Planeetan kiertoaikaa maapallon suhteen nimetään synodiseksi kiertoajaksi, joka on Jupiterilla keskimäärin 398,9 vrk. Pientä vaihtelua synodisessa kiertoajassa aiheuttaa se, että molemmat planeetat ovat hieman soikeilla radoilla ja ratanopeus vaihtelee riippuen siitä missä kohdassa rataa kulloinkin ollaan.

Synodinen kiertoaika kertoo myös sen, milloin suunnilleen seuraava oppositio tapahtuu. Jälleen ratojen soikeus määrittää sen todellisen opposition ajankohdan.

Tarkastellaanpa hieman oppositioita lukuina. Oheinen taulukko kertoo monia asioita opposition ajankohdan lisäksi eri vuosina.

 

Etäisyys sarakkeessa on Jupiterin oppositionaikainen etäisyys maapallosta astronomisina yksikköinä. Pintapuolinen tarkastelu osoittaa etäisyyden vaihtelevan 3,953 – 4,449 au välillä. Ero lyhyimmän ja pisimmän etäisyyden välillä on noin 0,5 au eli 74,2 miljoonaa km. Tällä erolla on merkitystä mm. sille, kuinka suurena Jupiter näkyy oppositiossa. Vuonna 2022 etäisyys on lyhin, jolloin Jupiter näkyy parhaimmillaan 49,9 kaarisekunnin kokoisena. Vuonna 2029 etäisyys on pisin, jolloin Jupiter näkyy 44,3 kaarisekunnin kokoisena, ero on siis yli 5 kaarisekuntia. Kaarisekunteina ero ei ole niinkään suuri kuin prosentteina, sillä etäisimmän opposition aikaan Jupiter on yli 10 % pienempi kuin lähimmän opposition aikaan.

Planeetan näennäinen koko vaihtelee sen etäisyyden mukana. Mitä kauempana kohde on sitä pienemmältä se näyttää. Vaikka etäisyys vaihteleekin kohtuullisen paljon, näennäisen koon vaihtelu on noin 4 kaarisekuntia. Se on edelleen se sama 10 %, mutta koska Molemmat palaneetat (Jupiter ja Saturnus) näkyvät meille suhteellisen suurina, näennäisen koon vaihtelulla ei ole merkittävää roolia näiden planeettojen havaittavuudessa.

Sama koskee myös kirkkautta. Molemmat planeetat ovat riittävän kirkkaita näkyäkseen taivaalta jopa valosaasteisilla alueilla, joten valomäärän vaihtelu ei yleensä haittaa havaintoja. Jupiterilla kirkkauden vaihtelu on vähäisempää kuin Saturnuksella. Mutta ilmakehä verottaa oman osansa tähtitaivaan kirkkaudesta. Lähellä horisonttia, ilmakehään imeytynyt valo (ekstinktio) voi olla jopa 1,5^m. Näin suurella kirkkauden vähenemisellä on jo merkitystä esimerkiksi valotusaikoihin, sitä enemmän mitä matalammalla kohteet ovat. Lyhimmät valotusajat saavutetaan, kun opposition aikaa planeetat ovat korkealla taivaalla.

 

Korkeus

Tärkein tekijä planeettojen havaittavuuden kannalta on ekvatoriaalisen koordinaatiston deklinaatio (korkeus). Jos deklinaatio on pieni tai jopa eteläisellä tähtitaivaalla, planeettojen havaittavuus on huono, sillä silloin planeetat nousevat vain vähän horisontin yläpuolelle Suomessa.  Tämä korostuu erityisesti Jupiterilla ja Saturnuksella, koska molempien planeettojen radan eteläisin kohta (dekl. > -22°) sijaitsee aika pitkällä eteläisellä taivaalla. Näin ollen tällaisina ajankohtia planeetat nousevat vain parhaimmillaan noin 5,5° horisontin yläpuolelle. Se on yleensä liian matala korkeus niin kuvan laadun kuin horisontissa esiintyvän pilvisyyden näkemäesteen vuoksi.

Oheisessa taulukossa ei ole merkitty suurinta korkeutta horisontista. Se on kuitenkin helppo laskea, jopa päässälaskuna. Tarvitset deklinaation lisäksi vain tiedon maantieteellisestä sijainnistasi, esimerkiksi Tampereen leveys on noin 61,5°. Vähennät sen 90°:sta, jolloin tuloksena on 28,5°. Tämä luku on taivaanekvaattorin korkeus horisontista. Nyt kun tunnet kohteen deklinaation, niin lisäät sen (etumerkkeineen) tähän lukuun, jolloin tuloksena on kohteen suurin korkeus.

Esimerkki 1: Vuonna 2024 opposition aikainen deklinaatio on hieman enemmän kuin 22°. Lasketaan vain puolen asteen tarkkuudella, joka yleensä on riittävä. Tällöin oppositiossa Jupiter suurin korkeus horisontista on 28,5 + 22 = 50,5°. Myös seuraava vuoden 2026 oppositio on erityisen korkealla taivaalla näkyvissä.

Esimerkki 2: Vuonna 2031 opposition aikainen deklinaatio on melkein -23°. Lisätään tämä luku 28,5°, jolloin saadaan 5,5°. Näin ollen tämä oppositio ei ole mitenkään edullinen tai hyvä havaintojen kannalta Jupiterin pysytellessä hyvin matalalla korkeimmillaankin ollessaan.

 

Saturnuksen oppositiot

Suurimmaksi osaksi se, mitä kirjoitin Jupiterin kohdalla, pätee myös Saturnuksen oppositioihin. Hitaasta kiertoajasta johtuen Saturnuksen oppositio voi toistua perättäisten vuosien samassa kuukaudessa kaksi tai kolme kertaa, kuten oheisesta taulukosta selvenee.

 

Saturnuksen ilmoitettu kirkkaus on kokonaiskirkkaus, johon vaikuttaa meille näkyvä renkaiden kallistuskulma. Noin 14,7 vuoden välein näemme renkaat yhden tai kolme kertaa sivulta, jolloin muutaman vuorokauden ajat renkaat eivät ole havaittavissa lainkaan ainakaan pienellä suurennuksella. Renkaiden avautumiskulma vaikuttaa Saturnuksen kirkkauteen ja karkea kirkkauden modulaatio on havaittavissa myös tässä taulukossa. Esimerkiksi vuonna 2025 renkaat näkyvät lähes sivulta, jolloin opposition aikainen kirkkaus on 0,1 – 0,2^m pienempi kuin edellisinä tai seuraavina vuosina.

Renkaat

Renkaiden avautumiskulma on pienin 23.3.2025. Valitettavasti tähän aikaan Saturnus on horisontin yläpuolella päiväaikaan, eikä näin ollen ole havaittavissa. Mutta tilanne toistuu lähes samanlaisena joulukuun alussa, jolloin Saturnus näkyy iltataivaalla. Tällöin renkaiden avautumiskulma on hyvin pieni, vaikka emme täysin sivulta niitä katselekaan. Tämä jälkeen renkaat näyttävät katoavan 15.10.2038, 1.4.2039, ja 9.7.2039 Suomen kalenterin mukaan. Havaintotarkkuuden rajoissa renkaat voivat olla näkymättömiä muutaman vuorokauden ajan. Rengastason ylitys kolme kertaa muutaman kuukauden välein tapahtuu lähellä oppositiota, jolloin ainakin osa ylityksistä on havaittavissa. Vain kerran tapahtuva ylitys tapahtuu silloin kun Saturnus näkyy lähellä Aurinkoa ja on näin ollen hyvin vaikeasti havaittavissa.

Vastaavasti renkaat ovat täysin avoinna kaksi kertaa Saturnuksen yhden sideerisen kierroksen aikana, jonka pituus on 29,42 vuotta. Suurin avautumiskulma on 26,7°.

Seuraavan kerran avautumiskulma on mahdollisimman suuri vuosina 2031 – 2032, jolloin näemme renkaat eteläsuunnasta. Pohjoispuolelta näemme renkaat vuosina 2045 – 2046 suurimman avautumiskulman aikaan. 

 

 

 

Syyskauden hienoin nähtävyys: Linnunrata

 Teksti Kari A. Kuure

Moni ikänsä kaupungissa asunut ja oleskellut ei ole koskaan nähnyt Linnunrataa. Se on valitettavaa, sillä Linnunrata on yksi kauneimmista elämyksistä, jonka luonto tarjoaa ilmaiseksi jokaiselle, joka vain haluaa sitä ihastella. Mutta mikä on Linnunrata? Sen kerron tässä artikkelissa.

Linnunrata näkyy himmeänä valovyönä syysiltoina. Kuva Wikimedia Commns.

 

Maailmankaikkeudessa yksittäiset tähdet eivät ole sirottuneet tasaisesti kaikkialle, vaan ne muodostavat suuria joukkoja, joita hallitsee tähtien keskinäinen gravitaatio. Näissä tähtijoukoissa on satoja miljoonia tai satoja miljardeja tähtiä ja ne kiertävät yhteisen gravitaatiokeskipisteen ympäri. Näitä joukkoja kutsutaan galakseiksi. Useimpien galaksien keskustoissa on supermassiivinen musta aukko, ainoastaan epäsäännöllisistä tai selvää rakennetta vailla olevista pienistä tai kääpiögalakseista musta aukko näyttää puuttuvan.

 

Massa ja tähtien määrä

Aurinko (Sun) sijaitsee Sagitarius-Carina'n kierteishaarassa tai hyvin lähellä sitä. Kuva Wikimedis Commons.

 

Linnunrata on oma galaksimme, jonka yhtenä tähtenä on Aurinko. Suurin osa tähdistä on Aurinkoamme pienempiä mutta joukossa on siellä täällä myös paljon suurempia tähtiä. Kaikkiaan Linnunradassa lasketaan olevan 100 – 400 miljardia tähteä, luultavasti lähempänä suurempaa kuin pienempää lukua. Sen lisäksi nykyisin planeettoja lasketaan olevan vähintään sama määrä, tai ehkäpä jopa paljon runsaammin. Tähtien ja planeettojen lisäksi Linnunradassa on paljon kaasua (90 % vetyä ja 10 % heliumia) ja noin 1 prosentti kaasun massasta on pölyä.

Linnunradan kokonaismassaksi lasketaan 1,5 × 10¹² auringonmassaa. Tähtien, planeettojen, kaasun ja pölyn osuudeksi lasketaan tästä massasta noin 10 % lopun ollessa pimeää ainetta. Toistaiseksi emme tiedä mitä pimeä aine on, vaikkakin hyvänä kandidaattina ajatellaan sen olevan heikosti vuorovaikuttavaa sähkövarauksetonta ja eksoottisista hiukkasista koostuvaa ainetta. Onko näin, se jää nähtäväksi tulevaisuudessa.

 

Mitat

 

Linnuratat ulottuu noin 200 000 valovuoden alueelle. Kuva Wikimedia Commons.

 

Linnunradan halkaisijaksi spiraalihaarojen tasossa lasketaan nykyisin 170 000 – 200 000 valovuotta.  Uusimmat tutkimukset osoittavat, että halkaisija voi olla jopa 260 000 valovuotta. Tämä on lähes kaksinkertaisesti se arvo, joka arvioitiin vielä muutama vuosi sitten. Toki Linnunradan ulkoreunalla tähtitiheys ei ole lähellekään mitä se on spiraalihaaroissa, joten kokoarvio riippuu ulkoreunan määritelmästä ja varmaan havaintovälineiden kehittymisestä.

Myös Linnunradan massa on osoittautunut paljon suuremmaksi kuin mitä aikaisemmin arvioitiin, ja näin ollen Linnunrata ja Andromedan galaksi ovat suunnilleen yhtä massiivisia, vaikka Linnunradassa näyttäisi olevan jonkin verran vähemmän tähtiä.

 

Rakenne

Linnunrata ei ole sekava joukko tähtiä, vaan valtaosa tähdistä on keskittynyt hyvin litteään tasoon. Tässä tasossa tähdet muodostavat spiraalimaisia kaaria, joiden lukumäärää on vaikea arvioida. Jonkinlainen yhteisymmärrys spiraalikaarien määräksi on neljä päähaaraa ja näiden lisäksi koko joukko lyhyempiä tähtispiraaleja päähaarojen välissä. Spiraalikaaret ja -haarat ovat Linnunrataa kiertäviä tähtien tihentymisaaltoja.

Tähtien lisäksi spiraalihaarojen tasossa on kaasua ja pölyä. Tästä syystä emme pysty näkemään Linnunradan keskustaa, sillä Aurinkokuntamme ja keskustan välillä on ainakin kaksi tai neljä spiraalihaaraa, joiden pöly estää näkemisen näkyvän valon aallonpituudella. Sen sijaan infrapunaisella ja radioaalloilla voimme tehdä havaintoja Linnunradan keskustasta. Keskusta sijaitsee 25 600 – 27 100 valovuoden etäisyydellä Jousimiehen tähdistössä. Keskustan alue ei näy Suomesta, mutta Etelä-Euroopasta se on havaittavissa syksyisin iltataivaalta.

 

Musta aukko

Tässä röntgensäteilyn aallonpituuksilla otetussa kuvassa Linnunradan keskusta on selekeästio näkyvissä. Kuva Wikimedia Commons.

 

Linnunradan keskustassa on noin 4,1 ± 0,034 miljoonan auringonmassainen musta aukko, jota kiertää lähietäisyydellä parinkymmenen tähden joukko. Näiden tähtien ratanopeuksista on pysytty laskemaan mustan aukon massa. Linnunradan musta aukko on hyvin pieni verrattuna esimerkiksi Andromedan galaksin keskustassa olevaan noin 110 – 230 miljoonan auringonmassaiseen mustaan aukkoon. Andromedan galaksin ydin poikkeaa Linnunradan ytimestä siinä, että sillä on toinenkin supermassiivinen musta aukko, jonka massa on 30 – 70 miljoonaa auringonmassa ja etäisyys isommasta aukosta vain 4,9 valovuotta.

 

Keskustan havaitseminen

 

Fermin kuplat ovat erittäin kuumaa kaasua, joka säteilee röntgen ja gammasäteilyn taaajuuksilla. Kuva Wikimedia Commons.

Linnunradan keskusta on havaittavissa myös radioaalloilla. Keskustan musta aukko säteilee radiotaajuuksilla, koska mustaan aukkoon joutuu jonkin verran tähtivälistä ainetta, joka kuumenee kertymäkiekossa, jolloin syntyy radiosäteilyä yhdessä ultravioletti-, röntgen- ja gammasäteilyn kanssa.

Röntgen- ja gammasäteilyä havaitaan tulevan myös Linnunradan pohjois- ja eteläpuolella olevista kuumista kaasukuplista, joiden halkaisija on noin 25 000 valovuotta. Kuplia kutsutaan Fermin kupliksi. Kuplien kirkkaus näyttää liittyvät keskustan supermassiivisen musta aukon toimintaan. Mutaan aukkoon päätyvän pienen asteroidin massa saa kuplat kirkastumaan jopa 400× aikaisemmasta.

 

Tähtien muodostuminen

Orionin kaasusumu on yksi hienoimmista kohteista. Tämä kuva on otettu Hubblella mutta taitava tähtiharrastaja pystyy lähes samanlaiseen lopputulokseen ahkeralla työllä. Kuva Wikimedia Commons.

 

Linnunradassa tähtien muodostuminen tapahtuu spiraalihaaroissa olevissa kaasu- ja pölypilvissä. Yksi lähimmistä tähtiensyntymisalueita on Orion kaasusumu, jonka voimme nähdä pimeässä paikassa paljain silmin hieman sumaisena tähtenä. Kiikarilla se paljastuu sumuksi ja kaukoputken avulla valokuvattuna sen hieno ionisoituneen vedyn säteilemä punainen valo tulee näkyviin. Kaasumainen vety on ionisoitunut sen vuoksi, että sumun alueella on vastamuodostuneita tähtiä, jotka säteilevät kirkasta uv-valoa. Uv-valo pystyy ionisoimaan vedyn irrottamalla siitä elektronin. Elektronin palautuessa ja asettuessa vety-ytimen orbitaalille, ylimääräinen energia emittoituu punaisena valona. Sumussa on myös pölyä, joka heijastaa näkyvää valoa riittävästi, jotta voimme sen nähdä omin silmin.

Orionin sumussa on nähtävissä satoja vastasyntyneitä tähtiä, joiden ympärillä on protoplanetaarisia kiekkoja. Näissä kiekoissa syntyy planeettoja. Planeettojen kehittymiseen kuluu nykykäsityksen mukaan muutamia kymmeniä miljoonia vuosia, jos kyse on kiviplaneetoista ja vain muutaman miljoonan vuoden verran, tai jopa lyhyemmän ajan jos kyse on Jupiterin kaltaisesta kevyistä alkuaineista (vety ja helium) koostuvista planeetoista riittävän etäällä tähdistä.

 

Seuralaiset

 

Linnuradan ympärille on kertynyt iso joukko pieniä ja epäsäännöllisen muotoisia galakseja. Suuri ja Pien Magellanin pilvet ovat varmasti tunnetuimmat seuralaisgalaksit. Kuva Wikimedia Commons.

Linnunradalla on seuralaisenaan useita kymmeniä pienempiä epäsäännöllisiä galakseja. Tunnetuimmat näistä ovat Pieni- ja Suuri Magellanin pilvi, jotka ovat nähtävissä paljain silmin eteläiseltä pallonpuoliskolta, esimerkiksi Australiasta. Mutta nämä eivät ole ainoita seuralaisgalakseja, sillä niitä lasketaan olevan jopa puolisen sataa. Näiden lisäksi Linnunrata on liittänyt itseensä useita pieniä galakseja tai isoja tähtijoukkoja. Näistä on tullut osa Linnunradan tähtiä mutta nämä joukot ovat vielä osittain tunnistettavia tähtien liikeradan ja etäisyyden perusteella.

 

Halo

Linnunrata spiraalitasosta nähtynä. Kuvan keskellä on galaksimme keskusta. Tummat pölypilvet ovat merkillepantavia, sillä ne estävät suoran näkemisen Linnunradan keskustaan. Spiraalitason ulkopuolella on halo ja siellä on myös koko joukka pallomaisia tähtijoukkoja. Kuva Wikimedia Commons.

 

Spiraalitason ulkopuolella on myös tähtiä. Ne muodostavat pallomaisen pilven, jota kutsutaan haloksi. Spiraalitason tähdistä poiketen, ne ovat metalliköyhiä populaatio II tähtiä. Niiden metallipitoisuus on tyypillisesti vain 10 % Auringon metallipitoisuudesta. Halossa on myös iso joukko pallomaisia tähtijoukkoja, jotka kiertävä Linnunradassa päinvastaiseen suuntaan kuin spiraalihaarojen tähdet. Tähtihalon lisäksi halossa on kaasua, joka ulottuu tähtiä kauemmaksi, jopa yli 1 valovuoden etäisyydelle.

 

Keskuspullistuma

Populaatio II tähtiä on myös Linnunradan keskuspullistumassa ja sen sauvaosissa.  Keskuspullistuman halkaisija on noin 20 000 valovuotta ja sauvaosien vaikutuksesta se on hieman venähtänyt pitkulaiseksi. Keskuspullistuman muotoon arvellaan vaikuttaneen joskus muinoin tapahtunut galaksien välinen törmäys. Keskuspullistuma vaikuttaa paksulta verrattuna spiraalihaarojen noin 2 000 valovuoden paksuuteen.

 

Kiertoliike

Spiraalihaarojen tähdet kiertävät Linnunradan keskustan ympäri. Kiertoliike kuitenkin poikkeaa esimerkiksi siitä, miten se tapahtuu Aurinkokunnassamme. Aurinkokunnassahan kiertoliikettä hallitsee massallaan Auringon gravitaatio, jolloin liikkeen määrää pääasiassa Newtonin dynamiikan kahden kappaleen liikelait. Linnunradassa on toisin, sillä tähtien kiertoliikkeeseen vaikuttaa muiden tähtien massa mutta ennen kaikkea pimeän aineen määrä ja jakauma Linnunradassa. Havaintojen mukaan tähdet kiertyvät galaksimme keskustan ympäri lähes samalla tavalla kuin kiinteä kappale pyörii, liikenopeus on suurin lähellä galaksin ulkoreunaa. Aurinkokuntamme tekee yhden kierroksen noin 240 miljoonassa vuodessa ja spiraalihaaran kiertoaika (ei siis tähtien nopeus) 220 – 360 miljoonaa vuotta. Muissa osissa galaksia kiertonopeus poikkeaa huomattavasti näistä arvoista.

 

Linnunradan näkyminen

Tässä Jorma Kosken ottamassa kuvassa Artjärven havaintokeskuksessa näkyy Linnunradan Suuri repeämä tummana alueena muutoin kirkkaan galaksimme keskellä.  Kuva Ursa ry.

 

Linnunradasta tulevan valon kirkkaus, huolimatta sadoista miljardeista tähdistä, on himmeää. Galaksimme miljardit tähdet ovat liian himmeitä näkyäkseen yksittäin mutta yhdessä niiden valo muodostaa himmeän vyön taivaalle.  Niinpä Linnunradan nähdäkseen havaitsijan täytyy hakeutua suhteellisen pimeään paikkaan mielellään täysin kuuttomana yönä. Myös vuodenajalla on merkitystä. Parhaiten Linnunrata näkyy taivaalla syksyin ennen lumen tuloa. Silloin kontrasti on suurin, taustataivas tummin mahdollinen ja kaiken lisäksi Linnunrata kulkee iltaisin keskitaivaan kautta koillisesta tai idästä lounaaseen tai länteen, riippuen kellonajasta.

Joutsenen tähdistön alueella Linnaradan valovyö näyttää jakaantuvan kahteen haaraan. Todellisuudessa haarojen välissä on pimeä sumu, jota kutsutaan Suureksi repeämäksi ja se ulottuu aina Käärmeenkantajaan asti.

Linnunradan spiraalitaso, jossa me itsekin sijaitsemme, on noin 60 asteen kulmassa maapallon ratatason, ekliptikan, kanssa. Tästä syystä eri vuoden aikoina Linnunrata näkyy eri asennossa taivaalla.

Talvella Linnunradan näkeminen ei ole aivan yhtä helppoa kuin syksyllä. Siihen vaikuttaa tietysti lumipeite, joka vähentää kontrastia Linnunradan ja taustataivaan välillä. Toinen näkymiseen vaikuttava tekijä on se, että talvella katselusuunta on poispäin Linnunradan keskustan alueesta ja näemme vain kaikkein himmeimmät osat galaksistamme Kassiopeian ja Perseuksen tähdistöjen suunnassa.

Keväällä Linnunradan asento on jo sellainen, että se näkyy matalalla samoin kuin kesällä, jolloin se viistää horisonttia.

 

Tähdistöt

Linnunradan alueella on lukuisia tähdistöjä, jotka on helppo tunnistaa. Näitä tähdistöjä ovat Perseus, Kassiopeia, Kefeus, Joutsen, Kettu, Nuoli, Kotka, Kilpi ja Käärmeenkantaja.  Suomessa näkyy myös Jousimiehen pohjoisimmat tähdet mutta tässä tähdistössä oleva Linnunradan keskusta ei nouse koskaan horisontin yläpuolelle.

 

Linnunradan havaitseminen

Linnunrataa voi yksinkertaisesti ihailla paljain silmin. Pimeässä paikassa siitä voi havaita kirkkaampia ja hieman tummempia alueita. Linnunradan kirkkaus kasvaa kohti etelää, jossa horisontin alapuolella on galaksimme keskusta. Linnunradan kirkastuessa myös tummat alueet tulevat selvemmin näkyviin. Ne eivät ole tyhjiä alueita, vaan tummien pölypilvien alueita. Niissä näkyvät harvat tähdet ovat etualan tähtiä.

Tummat pölypilvet tulevat näkyviin parhaiten valokuvaamalla. Valokuvaamisen voi tehdä yksinkertaisella jalustaan kiinnitetyllä kameralla, jolloin valotusaika muodostuu kuitenkin lyhyeksi ja Linnunrata jää kalpeaksi aavistukseksi kuvassa. Jos käytettävissäsi on seuranta, niin silloin voi valottaa pitempään ja Linnunratakin tulee kuviin näyttävämpänä. Valotusarvot löytyvät kokeilemalla.

Linnunrataa voi tarkastella myös kiikarilla. Silloin näkyviin tulee tietysti paljon enemmän tähtiä mutta myös hienoja avonaisia tähtijoukkoja. Erityisesti tähtijoukoissa on erivärisiä tähtiä ja niiden määrä vaihtelee joukosta toiseen. Tunnetuimpia avonaisia joukkoja ovat esimerkiksi Seulaset tai Hyadit Härän tähdistössä. Molemmat joukot ovat erinomaisia kiikarikohteita. Kilven tähdistössä on myös avonainen joukko, joka on saanut nimen Kilven tähtipilvi. Se ei kuitenkaan ole kovin helppo kohde ja vaatii näkyäkseen selkeän sään aivan horisonttiin asti.

Hienoja kaukoputkikohteita ovat myös halossa sijaitsevat pallomaiset tähtijoukot. Muutama niistä näkyy pimeässä paikassa paljain silmin, jolloin ne ovat tähtimäisiä. Kaukoputkella katsottuna niiden pallomainen muoto erottuu selvästi. Jos kaukoputki on riittävän suuri ja käytetään suurta suurennusta, silloin pallojoukkoista erottuu enemmän tai vähemmän yksittäisiä tähtiä. Valokuvauskohteina pallomaiset tähtijoukot ovat erinomaisia kohteita. Yksi tunnetuimmista pallojoukoista on syystaivaalla näkyvä M13 Herkuleen tähdistössä. Se näkyy myös paljain silmin ja on erinomainen kohde kaikenlaisille havaintovälineille.

Havaintovinkki: Kesäkolmio

Teksti ja piirros Kari A. Kuure

Syysiltojen pimentyessä aikaisemmin ilta illan jälkeen, tähtitaivas tarjoaa helpon tavan oppi tunnistamaan tähtikuvioita ja muutamia asterismeja. Yksi tunnetuimista asterismeista on Kesäkolmio, joka muotoutuu kolmen tähdistön kirkkaimmista tähdistä. Lisäksi Kesäkolmio sijoittuu Linnunradan alueelle, joten sen avulla voi hahmotta Linnunradan, jos olet tekemässä havaintoja riittävän pimeässä paikassa.

Paras aika aloittaa tähtitaivaan tutkiminen on noin kolme varttia auringonlaskun jälkeen. Silloin kirkkaimmat tähdet ilmaantuvat näkyviin taivaan tummetessa. Varttitunnin kuluttua taivas on jo selkeästi tummempi ja tähtitaivaalla näkyy jo kymmeniä tähtiä. Syystaivas on auringonlaskun jälkeen kaiken lisäksi samassa asennossa aina marraskuun loppuun asti, joten ei ole mitään tarkkaa päivää, milloin Kesäkolmion asterismin ja syystaivaan tähdistöjä havaitset ja opiskelet.

Kaavio siitä, miten Kesäkolmio hahmottuu syystaivaalla etelän suunnassa. Kolmion mittasuhteita kuvaamaan piirrokseen on lisätty tähtien väliset etäisyydet asteina, kyse on siis isosta asterismista. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Kesäkolmio muodostuu kolmen tähdistön kirkkaimmista tähdistä. Nämä ovat Joutsenen Deneb, Lyyran Vega ja Kotkan Altair. Tämä kolmikon tähdet ovat riittävän kirkkaita näkyäkseen ensimmäisenä taivaalla illan alkaessa hämärtyä auringonlaskun jälkeen.

Deneb tunnetaan tähtikartoissa tunnuksilla kuten esimerkiksi a Cygni, HR 7924 ja HD 197345. Tähdellä on myös pari muuta nimeä: Arided tai Aridif. Vanhoissa tähtikartoissa nimi ”deneb” viittaa pyrstöön tai häntään ja eri versioita nimestä löytyy joidenkin muiden tähdistöjen tähtien nimistä. Deneb voidaankin ymmärtää Joutsenen pyrstönä, johon se myyttisien kuvien perusteella sijoittuukin.

Tähden visuaalinen kirkkaus on ”vain” 1,25^m ja näin sijoittuu sijalle 20. kirkkaimpien tähtien joukossa. Tämä voi olla yllättävää, sillä tähden etäisyydeksi ilmoitetaan 1 600 – 3 200 valovuotta. Etäisyys on niin suuri, että tähden absoluuttinen kirkkaus on -8,73^m eli noin 60 000 – 120 000 × Auringon kirkkaus.

Suuresta kirkkaudesta voidaan päätellä, että tähden massan täytyy olla suuri. Nykyisin sen massaksi arvioidaan 20 – 25 × auringonmassaa ja pintalämpötilaksi noin 8 400 K. Tähti on myös kookas, sillä sen säteeksi ilmoitetaan 160 – 200 × auringonsäde. Kaiken lisäksi tähti on muuttuja ja oman luokkansa muuttujatyypin määrittelijä (Alfa Cygni tyyppi).

Kesäkolmion toinen kirkas tähti on Vega ja se tunnetaan a Lyrae -tähtenä ja hyvin monilla eri tähtiluetteloiden tunnuksilla. Tähti sijaitsee pienessä Lyyran tähdistössä.

Tähden visuaalinen kirkkaus on 0,03^m ja absoluuttinen kirkkaus 0,58^m. Etäisyyttä tähdellä on noin 25,1 valovuotta, joten tähti on Aurinkoa massiivisempi ja paljon kirkkaampi. Tähden kirkkaus on noin 55 × auringonkirkkaus, massa noin 2 × auringonmassa ja säde noin 3,1 × auringonsäde. Pintalämpötila on noin 9 700 K, joten tähti on selvästi sinisempi kuin Aurinko. Tähteä ympäröi pölykiekko, joka ulottuu joidenkin satojen astronomisten yksiköiden etäisyyteen riippuen hieman siitä, millä aallonpituudella pölykiekkoa kartoitetaan. Pölykiekossa tai sen sisäpuolella on arveltu olevan planeetta tai planeettoja. Tällaisia ei kuitenkaan ole vielä löydetty, joten täyttä varmuutta asiasta ei ole.

Kolmas Kesäkolmion tähti on Altair, joka sijaitsee Kotkan tähdistössä. Tähden kirkkaus on 0,77^m joten se on sijalla 12. kirkkaimpien tähtien luettelossa. Tähti sijaitsee noin 17 valovuoden etäisyydellä meistä, joten tähden kirkkaus on noin 11 × auringonkirkkaus, massa noin 1,7 × auringonmassa ja säde noin 1,8 × auringonsäde. Tähti myös pyörii itsensä ympäri hyvin nopeasti, yhteen kierrokseen kuluu aikaa vain noin 10 tuntia.

Tähtikartoista ei kovin helposti avaudu se, kuinka suuri Kesäkolmio oikein on. Oheiseen kuvaan on merkitty tähtien väliset etäisyydet asteina. Tähtitaivaan mittasuhteita voit helposti verrata siten, että jos ojennat käsivartesi, jolloin kätesi leveys on noin 10 astetta. Kun Kesäkolmion tähtien välinen etäisyys on yli 30 astetta, niin se tarkoittaa enemmän kuin kolmea kämmenen leveyttä.