Lukijan kuvia revontulista

Teksti Kari A. Kuure

Kevätkauden revontulista yön 23./24.4. revontulet olivat ehdottomasti näyttävimmät. Valitettavasti pilvisyys esti revontulien näkymisen Tampereella mutta onneksi edes jossakin päin Suomea pilvisyys ei pillannut taivaallista näytelmää. Mäntyharjulta Jukka Kytömäki onnistui löytämään pilvettömän alueen ja onnistui myös valokuvaamaan hienot hetken revontulien leiskuessa taivaalla. Hän kirjoittaa kuvien saateviestissä:

"Olipahan superreposet 23./24.4.2023 ja pääosin näytös oli eteläisellä taivaalla. Toki muutkin ilmansuunnat olivat täydessä loistossaan. Nämä kaksi kuvistani kuvaussuunta on suoraan etelään ja yksi kohtisuoraan ylös. Koronaa oli lähes yhtäjaksoisesti muutama tunti. Värit olivat voimakkaat ja laaja-alaiset. Tällaista loimotusta en ole koskaan aikaisemmin kokenut täällä eteläisessä Suomessa. Kuvieni muokkausta ei paljoa tarvinnut säädellä, jotta väriloistot erottuvat hyvin."

Hieno revontulikorona. Kuva © Jukka Kytömäki.

Toden totta, 23./24.4. yönä olleet revontulet olivat seurausta voimakkaasta magneettisesta myrskystä. Myrsky oli luokitukseltaan G4, mikä erityisen voimakas, joita sattuu vain muutaman kerran auringonpilkkujakson aikana. Toivottavasti näemme niitä lähivuosina lisää, vaikka magneettinen myrsky aiheuttaakin aina myös ei toivottuja sivuvaikutuksia niin radioliikenteelle, kuin satelliiteille ja myös maanpäälliselle tietoliikenteelle ja sähköverkoille.

Voimakkaiden magneettisten myrskyjen revontulet näkyvät usein Suomessa eteläisellä taivaanosalla. Revontulet näkyvät usein myös etelämpänä, kuten Revontulet-blogin artikkelissa Voimakas magneettinen myrsky kerrottiin. Etelässä näkyvät revontulet ovat usein pelkästään punaisia, sillä punaiset revontulet syntyvät korkealla ilmakehän yläosassa ja siten myös näkyvät kauemmaksi etelään.

Toinen kuva koronasta. Kuva © Jukka Kytömäki.

Jukka Kytömäki otti kuvat lähellä Mäntyharjua Korpijärvellä, siis Etelä-Suomessa. Jukka jatkaa kertomustaan: "Taivas Mäntyharjulla illalla oli täysin pilvinen, joten ajoin 30 km etelän suuntaan Korpijärvelle. Siellä lähes pilvetön taivas aukeni ja kuvaukset alkoivat välittömästi."

Jukka kiinnitti huomiota erityisesti siihen, että revontulet näkyivät etelätaivaalla. Etelän suunta oli myös kuvaussuunta. Ja kuten huomaatte kuvista, niistä näkyy korona, tai revontulikruunu. Yleensä ajatellaan, että korona näkyisi keskitaivaalla. Todellisuudessa korona näkyy siinä suunnassa mistä paikallisesti magneettikentän voimaviivat kohtaavat maanpinnan. Suomessa tämä suunta vaihtelee mutta on korkeuksien 73° ja 78° välillä, siis oikeastaan aika kaukana zeniitistä (90°). Koronan sijainti poikkeaa myös jonkin verran etelämeridiaanista, sillä magneettikentän eranto (deklinaatio) on Itä-Suomessa luokkaa 13,5° ja Länsi-Suomessa alle 10°.

Revontulet näkyivät myös eteläisellä taivaalla. Kuva © Jukka Kytömäki.

Laajakulmainen (>110°) kuva revontulista. Kuva © Jukka Kytömäki.

Revontulia voi valokuvata helposti tavallisella järjestelmäkameralla, jos käytettävissä on kamerajalusta. Vaikka kuvausoptiikka voi olla millainen tahansa, niin laajakulmaisella objektiivilla saa kuva-alaan sopimaan yleensä koko sen alueen, jossa revontulet näkyvät. Valotusajat voivat olla useita sekunteja mutta jos kameran kohina ei muodostu häiritseväksi, herkkyyttä voi nostaa melko suureksi, jolloin etenkin nopealiikkeisistä revontulista tulee yksityiskohtaisia kuvia valotusaikojen ollessa riittävän lyhyitä.

Huhtikuun havaintovinkit

Huhtikuussa illat pimenevät aina vain myöhemmin ja Tampereella yötaivaan pimeys päättyy. Silti huhtikuu vielä hyvää havaintoaikaa, sillä useimmat tähtitaivaan kohteista ovat edelleen näkyvissä ja sää on usein selkeä.

Planeettajono huhtikuun 1. päivän iltana.

Huhtikuun alussa Jupiter, Merkurius, Uranus, Venus ja Mars muodostavat länteen auringonlaskun jälkeen jonon. Jupiter on näistä lähimpänä horisonttia mutta kuitenkin havaittavissa ainakin kiikareilla. Jupiterin elongaatio kuitenkin pienenee ja se häipyykin kuukauden ensimmäisen viikon aikana Auringon kiloon. Jupiterin konjunktio (sijainti on Auringon takana) on 12.4. ja silloin sitä ei voi havaita.

Huhtikuun 11. päivänä iltana Merkurius saavuttaa suurimman itäisen elongaation ollen noin 19° Auringosta itään. Merkurius on näkyvissä auringonlaskun jälkeen kello 21.50 aikaan luoteen ja lännen välissä noin 7° korkeudella. Merkuriuksen kirkkaus on 0,1^m, joten vaalealta taivaalta sen löytää helpoimmin käyttämällä kiikaria.

Neitsyen tähdistön kirkkain tähti Spica on oppositiossa 13.4. Näin ollen se on näkyvissä etelätaivaalla huhtikuun aikana keskiyön tienoilla. Tähden kirkkaus on 1,0m joten se pitäisi löytyä helposti kello 1.30 aikoihin etelästä noin 17 asteen korkeudelta. 

Onko pihallasi aurinkokello? Säädä se oikeaan aikaan 16. huhtikuuta kello 13.24, sillä silloin ajantasaus on nolla.

Astronominen pimeys yön pimeimpinä hetkinä päättyy Tampereella 17.4. Tästä eteenpäin yöt ovat aina vain valoisampia aina kesäpäiväntasaukseen saakka.

Oletko kiinnostunut valokuvaamaan maatamon, eli Kuun yöpuolen, joka näkyy himmeänä Maasta heijastuneen valon vaikutuksesta. Ilmiö on parhaimmillaan 22.4. kello 21.53 läntisellä taivaalla. Maatamon valokuvaaminen ei ole helppoa, sillä kirkas Kuun päiväpuoli ylivalottuu. Tällä kertaa Kuun vaihe on kuitenkin kapea sirppi, joten se hieman helpottaa valokuvaamista. Valokuvia pitää ottaa usealla eri valotuksella, jotta onnistumisesta voisi olla varma ja sopivasti valottuneen kuvan onnistuisi ottamaan.

Huhtikuun 23. päivänä kello 15.28 Kuu ja Venus ovat vain 0,7° etäisyydellä toisistaan. Päivällä kohteet eivät kuitenkaan näy, Kuukin on kapea sirppi, mutta illalla auringonlaskun jälkeen kello 22.08 ne voidaan nähdä läntisellä taivaalla. Silloin niiden välinen etäisyys on 2,7 astetta.

Huhtikuun 26. päivän aamuna kello 2.30 aikoihin Kuun ja Marsin välinen etäisyys on vain 3,5 astetta. Ne näkyvät WNW suunnassa noin 7,5 asteen korkeudella.

Huhtikuun lopulla aamutaivaalla on kuukauden alkua vastaava planeettajono. Sen muodostaa Jupiter, Neptunus, Saturnus ja kääpiöplaneetta Pluto. Tähän aikaan vuodesta aamutaivaalla ekliptika kuitenkin on jo aika tavalla horisontin myötäinen (kohteet ovat hyvin matalla lähellä horisonttia), joten nouseva Aurinko vaalentaa taivaan niin, että yksikään näistä planeetoista ei ole oikeasti näkyvissä.

Japanilainen tähtitieteilijä havaitsi kirkkaan välähdyksen Kuussa

Japanilainen tähtitieteilijä ja tähtiharrastaja Daichi Fujii havaitsi Kuussa 23. helmikuuta kello 20.14.30,8 kirkkaan välähdyksen Kuun eteläisellä pallonpuoliskolla. Se syntyi pienehkö meteoroidin törmättyä Kuun pintaan. Törmäyksessä syntyy kraatteri, joka on mahdollista havaita Kuuta kiertävillä luotaimilla. Toistaiseksi kraatteria ei vielä ole onnistuttu tunnistamaan.

Ensimmäisellä kuvauslaitteistolla otettu kuva törmäyksestä. Kuvakaapaus Daichi Fujii Twitter-tilillään julkaisemasta videosta. 

Kuuhun, samoin kuin Maahan, törmää jatkuvana virtana pieniä ja hieman suurempiakin meteoroideja. Maan ilmakehässä saapuvat kivet aiheuttavat meteoreiksi nimettyjä valoilmiöitä, joita varmasti jokainen meistä on joskus nähnyt, jos tähtitaivaalle hieman pitempään katselee etenkin meteoriparvien maksimin aikaan. Satunnaisiakin meteoreja näkyy silloin tällöin.

Kuussa ei ole ilmakehää, joten meteoreita siellä ei esiinny. Kaikki törmäävät kappaleet tulevat pintaan kosmisella nopeudella, joka voi olla jopa 72 km/s. Tällaisella nopeudella saapuvat myös Leonidien meteoriparven kappaleet marraskuussa. Kuuhun törmäävistä kappaleista hieman massiivisemmat aiheuttavat näkyvät plasmapallot yleensä alle sekunniksi. Törmäys roiskauttaa kuuperää jonkin verran, joista suurin osa putoaa takaisin pinnalle hyvin nopeasti, jolloin syntyy kraattereiden ympärillä näkyvät vaaleat säteet. Aikaisemmissa tutkimuksissa jo noin kahden kilogramman massainen kivi voi aiheuttaa selvästi näkyvän törmäyspilven.

Toisella kuvauslaitteistolla kuvattu törmäys. Kuvakaapaus Daichi Fujii Twitter-tilillään julkaisemasta videosta.

Osa aineesta sinkoutuu kuitenkin avaruuteen ja voi pudota Maahan ja aiheuttaa meteorin tai tulipallon ja joskus jopa Kuusta peräisin olevaa ainetta päätyy maanpinnalle asti. Tällä hetkellä tunnetaan 59 luetteloitua (Wikipedia) Kuusta tullutta meteoriittia. Tosin kirjallisuudessa ja netissä liikkuu tieto, jonka mukaan Kuusta tulleita kiviä olisi jopa yli 120 kappaletta.

Daichi Fujii tekee havaintoja kotonaan Hiratsukassa. Hän käyttää kahta kaukoputkea ja kameraa, jotta varmasti kaikki mahdolliset tapahtumat tallentuisivat. Tehtävä saattaa tuntua aika toivottamalta, mutta todellisuudessa törmäyksiä Kuuhun tapahtuu sen verran runsaasti, että vaikka kaikkein pienimmät (ja samalla runsaimmat) eivät näy kaukoputkella tai tallenteissa, niin tunnin aikana voi kuitenkin havaita jopa kahdeksan törmäystä. Toki suurin osa törmäyksistä on niin pieniä, että niistä ei uutisia sorvata, mutta silloin tällöin kirkkaampikin törmäys tallentuu kuviin.

Näkyvät törmäykset, vaikka ne ovatkin kaikista törmäyksistä suurimpia, auttaa tutkijoita märittämään maapallon radan tuntumassa liikkuvan meteoroidivuon tiheyden ja ainemäärän. Lisäksi Kuun törmäyskraatterien määrä pinta-alayksikköä kohti kertoo pinnan iästä, kun tiedetään törmäävien kappaleiden vuon ominaisuudet.

 

Komeetta C/2023 A3 (Tsuchinshan–ATLAS)

Syyskaudella 2024 meille saattaa avautua mahdollisuus tehdä havaintoja ainakin kiikareilla näkyvästä komeetasta. Se tunnetaan nimellä C/2023 A3 (Tsuchinshan–ATLAS). Komeetta on perihelissä 27. syyskuuta 2024 (± 2 vrk) ja lähimpänä Maata 12. lokakuuta. Lähin etäisyys on noin 70 miljoonaa km ja kirkkautta voi olla -0,2 magnitudiasteikolla. Kirkkauden arviointi on tietysti vaikeaa ja suurimat arvot kirkkaudelle ovat jopa -3 magnitudia. Luultavasti tämä komeetta ei negatiivisiin arvoihin kirkastu mutta lähelle nollaa kuitenkin.

Komeetan rata syys–lokakuussa 2024. Komeetta ja Maa ovat lähimmillään 12. lokakuuta 2024, jolloin etäisyyttä on 0,472 au ja komeetta on 0,55 au etäisyydellä Auringosta. Harmaat pystyviivat esittävät komeetan radan etäisyyttä ekliptikasta: viivojen ollessa yläpuolella rata on ekliptikan eteläpuolella ja päin vastoin. Kuva Kari A. Kuure / JPL Small-Body Orbits & Ephemerides


Komeetta havaittiin ensimmäisen kerran Purple Mountain observatoriossa Kiinassa 9. tammikuuta 2023. Observatorio teki asianmukaisen ilmoituksen havainnostaan MPC:hen (Minor Planet Center), ja se jäi tarkkailulistalle, odottamaan lisähavaintoja. Niitä ei kuitenkaan ilmoitettu, joten kohde poistettiin listalta tammikuun lopulla.

Seuraavaksi havainto komeetasta tehtiin ATLAS -havainto-ohjelmassa (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) 22.helmikuuta 2023. Ensimmäisten havaintojen myötä todettiin, että kohde oli sama kuin kiinalaisten tekemässä havainnossa. Kolmaskin havainto tehtiin mutta siihen johtaneet valokuvat oli otettu ZTF-laitteistolla Palomar-observatoriossa 22. joulukuuta 2022.

Perihelin aikana komeetan kirkkaudeksi arvioidaan +3 magnitudia. Parhaiten se näkyy Maasta noin kolme viikkoa myöhemmin lokakuun puolivälissä ja silloin sen kirkkaus olisi +4. Muitakin kirkkausarvioita on tehty. Tutkija Gideon van Buitenen arvio perihelissä komeetan kirkkauden olevan 0,9 ja Maata lähimpänä ollessaan noin -0,2.

Etsintäkartta lokakuun 12. päivästä lokakuun loppuun 2024 kello 19. Komeetta näkyy lounaan ja lännen välillä lähellä horisonttia. Taustataivas on ainakin lokakuun puolivälissä vielä vaaleahko, joten kiikari on ehkä kaikkein käyttökelpoisin havaintoväline. Kuva Kari A. Kuure.

Perihelin aikaa komeetta on noin 23 asteen etäisyydellä Auringosta ja nousee hieman ennen Aurinkoa. Auringonnousua aikaan se on noin 5 asteen korkeudella ja suunnassa ESE. Näin ollen sen havaitseminen vaalenevalta aamutaivaalta on käytännössä mahdotonta.

Lokakuun 12 päivänä komeetta on horisontin yläpuolella iltataivaalla auringonlaskun jälkeen Neitsyen tähdistössä. Noin tuntia myöhemmin se on vielä noin 5 asteen korkeudella läntisessä horisontissa. Jos komeetan kirkkaus kasvaa, sen voisi nähdä ainakin kiikarilla, ellei paljain silmin. Tässä vaiheessa komeetan radan deklinaatio on kasvussa ja ilta illan jälkeen se on korkeammalla noin tunti auringonlaskun jälkeen. Taustataivas on vielä kuitenkin jonkin verran kirkas, joten sen näkeminen ei varmastikaan ole aivan helppo juttu.

Komeetta etenee kohti Käärmeen häntää ja siirtyy tähän tähdistöön 15. lokakuuta lähellä M5:sta. Käärmeenkantajaan komeetta siirtyy 20 lokakuuta. Tällöin komeetan kirkkaus on noin +3 ja kuukauden lopulla noin +5.

Yötaivaan kirkkaus tähtitornilla Kaupissa

Tomi Hyvönen

Selkeänä kuuttomana yönä täysin pimeässä paikassa voi paljain silmin havaita parituhatta tähteä. Jos havaintopaikka on tarpeeksi syrjässä kaupungin valoista, voi nähdä Linnunradan vyön kaartuvan kaikessa kauneudessaan taivaankannen poikki. Sen näkeminen on unohtumaton kokemus. Valitettavasti kaupunkialueiden lisääntyvä valosaaste on vienyt suurelta osalta ihmisistä öisen näkymän kotigalaksiimme.

Maan pinnalla olevien keinotekoisten valolähteiden valo siroaa takaisin maanpinnalle ilmakehän molekyyleistä ja epäpuhtauksista. Tämä havaitaan taustataivaan kirkastumisena. Pimeinä pilvettöminä öinä ilmakehästä siroava keinotekoinen valo peittää alleen himmeimmät paljain silmin erottuvat tähdet erityisesti horisontin lähellä.

Observatoriot rakennetaan aina mahdollisimman korkealle vuoristoon kahdesta syystä. Siellä ilmakehä on ohut ja teleskoopit ovat mahdollisimman kaukana kaupunkialueiden valosaasteesta. Tosin ei taustataivaan kirkkaudesta sielläkään täysin eroon pääse. Vietiinpä teleskoopit kuinka korkealle vuoristoon tahansa ilmakehä itsessään säteilee valoa. Tätä kutsutaan ilmahehkuksi. 

Tähtitieteilijöiltä kysyttäessä ilmakehästä on vain haittaa. Ilmakehän aiheuttamasta valosaasteesta päästään eroon sijoittamalla teleskooppi avaruuteen, kuten Hubblen avaruusteleskooppi tai nykyisin James Webb Space Telescope. Vaikka avaruuden syvyyksissä havainto-olosuhteet ovat verrattain hyvät, ei sielläkään valosaasteesta kokonaan eroon pääse. Aurinkokunnassa oleva pöly sirottaa auringon valoa. Tämä eläinratavalona tunnettu valo lisää omalta pieneltä osaltaan taustataivaan kirkkautta. Asiasta lisätietoa voi antaa mm. Sir Brian May. [1,2]

Mittaus

Perinteinen menetelmä taustataivaan kirkkauden arvioimisessa on havaita paljain silmin näkyviä tähtiä. Havaitaan esimerkiksi tietyltä taivaan alueelta himmeimmät paljain silmin näkyvät tähdet tai lasketaan tietyllä alueella näkyvien tähtien lukumäärä. Havainnoista saadusta rajamagnitudista voidaan arvioida taustataivaan kirkkaus. Pienellä harjoittelulla menetelmä on nopea ja antaa hyvän arvion vallitsevista olosuhteista.

Tekniikka voidaan ottaa avuksi myös. Taustataivaan kirkkauden määrittämiseen käytetään yleisesti 1-kanavaista SQM-mittaria (Sky Quality Meter). Ne soveltuvat erittäin hyvin tähtiharrastuksessa taustataivaan kirkkauden mittaamiseen, koska laitteet ovat edullisia, helppokäyttöisiä ja mittaukset ovat automatisoitavissa. SQM-mittari antaa suoraan taustataivaan kirkkauden, joten se on erittäin käyttökelpoinen apuväline havainto-olosuhteiden arvioinnissa.

Yötaivaan kirkkaus m_sky esitetään yleisesti yksikössä magnitudi/neliökaarisekunti (mag_V/arcsec²⁾. Yksikön voi ajatella siten, että jos taivaalla olisi vain yksi magnitudia M oleva tähti jokaista neliökaarisekuntia kohden, taustataivaan kirkkaus olisi tällöin M mag/neliökaarisekunti. Tavalliseen tähtitieteelliseen tapaan mitä suurempi magnitudi sitä himmeämpi kohde. Näin ollen mitä suurempi magnitudiarvo taustataivaan kirkkaudelle mitataan sitä pimeämpi ja parempi havaintopaikka. Taustataivaan kirkkaus voidaan mitata useilla eri aallonpituuskaistoilla käyttämällä sopivaa suodinta. Yleisesti käytetään näkyvän aallonpituusalueen V-kaistan suodinta.

Kaupungeissa taustataivaan V-kaistan kirkkaus on tyypillisesti 16–19 mag_V/arcsec². Kaupungin ulkopuolella voidaan saavuttaa >20 mag_V/arcsec². Pimeimmillä paikoilla korkealla vuoristoissa taustataivaan kirkkaus on ~22 mag_V/arcsec². Ilmakehän ulkopuolella olevilla avaruusteleskoopeilla päästään yli 23 mag_V/arcsec². [3]

Taustataivaan kirkkaus Kaupissa

Taustataivaan kirkkaus voidaan laskea esimerkiksi ccd-kameralla otetusta kuvasta, josta seuraavassa esimerkki.

Määritetään taustataivaan kirkkaus tähtitornilla suuntaan itäkoillinen otetusta V-kaistan kuvasta, kuva 1. [alaviite Havainnoissa käytettiin Baader V -suodinta]. Kuvakenttä on Lyyran tähdistössä. Kuvat on ottanut Jouni Raunio.

Kuva 1: V-kaistan kuva tähtitornilta itäkoilliseen. Kuvaan on merkitty neljä Tycho2-katalogin tähteä, joita käytettiin standarditähtinä taustataivaan kirkkauden määrittämisessä.

Kuvausaika ja -paikka oli 15.2.2017 03:30 Kaupin tähtitorni Tampereella. Kuvakentän suunta on 70° ja korkeus horisontista 30°.

Havaintolaitteistona oli seuraava kokoonpano:

• Kaukoputki: EDGE HD 1100 + 0.7 reducer, jolloin polttoväli kyseisellä kokoonpanolla on f = 1960 mm.
• Kamera: CCD SX-H674 ja pikselien binnaus 2 x 2. Tällöin pikselikoko on 9,078 µm/pix.

Näistä saadaan laskettua kuvakentän skaala 0,96 arcsec/pix.

Koska taustataivaan kirkkaus ilmoitetaan neliökaarisekuntia kohden, täytyy tietää kuinka monta neliökaarisekuntia on yksi pikseli. Merkitään tätä symbolilla A. Tämä saadaan laskettua edellä olevista tiedoista A = (0,96 arcsec/pix)² = 0,922 arcsec²/pix.

Kohteesta otettiin 11 kuvaa 30 s valotuksella. Kohteen lisäksi otettiin bias- ja flat-kalibraatiokuvat. Kohteen kuville tehtiin bias- ja flat-korjaukset, jonka jälkeen kuvat kohdistettiin ja yhdistettiin yhdeksi V-kaistan mediaanikuvaksi, josta taustataivaan kirkkaus voidaan määrittää. Kuvankäsittely tehtiin AtroImageJ-ohjelmalla [4].

Taustataivaan kirkkaus määritettiin käyttämällä standarditähtinä Hipparchos-satelliitin Tycho2-katalogin V-kaistan magnitudeja. Mittaus tehtiin apertuurifotometrialla [alaviite Aperture Photometry Tool on ilmainen helppokäyttöinen ohjelma fotometrian mittaamiseen.] [5]. Kuvassa 2 on esitetty tähden nro 3 apertuurifotometria.

a )

 b)

Kuva 2: a) Apertuurifotometria yötaivaan kirkkauden määrittämiseksi. Kuvassa standarditähti 3. Yötaivaan kirkkaus mitattiin uloimman renkaan alueelta. b) Tähden 3 radiaaliprofiili. Apertuurin, punainen pystyviiva, jälkeen kirkkaus tasaantuu taustataivaan tasolle.

Punaisen ympyrän sisällä on tähden ja taustataivaan aiheuttama kirkkaus. Uloimmassa, vihreän ja keltaisen renkaan rajaamassa alueessa, on pelkästään taustataivaan aiheuttama kirkkaus. Tästä renkaasta saadaan taustataivaan kirkkaus pikseliä kohden. Vähentämällä taustan osuus tähden apertuurista saadaan tähden todellinen kirkkaus. Tästä saadaan laskettua taustataivaan kirkkaus.

jossa m_star on standarditähden magnitudi Tycho2-katalogista, F_sky havainnosta mitattu taivaan kirkkaus pikseliä kohden ja F_star havainnosta mitattu standarditähden kirkkaus. Lasketaan esimerkkinä taustataivaan kirkkaus standarditähden 1 kohdalla:

Mittaustulokset neljälle standarditähdelle on esitetty taulukossa 1.

Taulukko 1: Taustataivaan kirkkaus neljän standarditähden avulla mitattuna. Toisessa sarakkeessa ilmoitettu tähden kirkkaus on Tycho2-katalogin V-kaistan magnitudi. Neljännessä sarakkeessa tähden kirkkaudesta on vähennetty taustataivaan osuus.

Yhteenveto

Yötaivaan kirkkaus V-kaistalla tähtitornilla Kaupissa helmikuussa 2017 suunnassa itäkoillinen on noin 17,4 mag_V/arcsec². Saatu arvo on tyypillinen kaupunkiympäristölle mitattu arvo.

Kaupunkiympäristöissä valosaasteesta ei koskaan päästä eroon, ja hyvä niin. Tuskin edes innokkaimmat tähtiharrastajat haluaisivat kävellä tähtitornilta kotiin pitkin pimeitä katuja. Valosaasteeseen kannattaa kuitenkin kiinnittää huomiota kaupunkisuunnittelussa. Hyvällä valotekniikalla ja -suunnittelulla valosaasteen lisääntymistä voidaan hallita valaisemalla vain niitä paikkoja, joita kannattaa valaista. Hyvä suunnittelu ottaa huomioon luonnon tarjoaman taivaallisen kauniin valaistuksen.

Lähteet:

[1] https://tu-pimeataivas.blogspot.com/

[2] May B. 2007 A Survey of Radial Velocities in the Zodiacal Dust Cloud

[3]Hänel A. et al. 2017, arXiv:1709.09558v1

[4]Collins K. et al, 2017, Astroimagej: Image Processing And Photometric Extraction For Ultra-Precise Astronomical Light Curves

[5] Laher R. 2022, IPAC, California Institute of Technology.

Torstai-iltana 2.3.2023 nähtiin Jupiterin ja Venuksen konjunktio pilvien raoista muutaman minuutin ajan Tampereen Ursan tähtitornilla. Aivan tarkasti ottaen todellinen konjunktio tapahtui jo aikaisemmin päivällä, kello 12.37, jolloin näiden kohteiden taivaan koordinaatti, rektaskensio (pituus), olivat samat. Lähimmillään Jupiter ja Venus olivat aamulla kello 7.02, mutta silloin ne olivat horisontin alapuolella Tampereen Horisontissa.

Jupiter ja Venus näkyvät kuvassa pieninä valopisteinä. Venus on ylempi ja se näkyy hieman suurempana pisteenä. Kuva © Tampereen Ursa ry.

Torstai-ilta oli siis ensimmäinen mahdollisuus nähdä nämä planeetta lähellä toisiaan. Hieman ennen illan hämärtymistä riittävästi näytti siltä, että pilvisyys onnistuisi pilaamaan tämänkin tapahtuman. Onneksi pilvipeitteessä oli kuitenkin sen verran rakoja, että lopulta planeettapari näyttäytyi muutaman hetken ajan.

Tieteellisesti näillä konjunktioilla tai lähekkäin näkymisillä ei ole merkitystä. Ne ovat kuitenkin visuaalisesti hienoja hetkiä, joita tähtiharrastajat ja maallikotkin havaitsevat. Vaikka planeettojen näennäinen etäisyys kasvaakin, niin ne näkyvät vielä toistensa läheisyydessä viikon päivät. Jos siis et syystä tai toisesta onnistunut niitä näkemään, niin sinulla on vielä muutama ilta aika nauttia tästä näkymästä. Lisää maaliskuun havaintovinkkejä tästä Radiantin artikkelista.

Maaliskuun havaintovinkit

Maaliskuun säät ovat yleensä hieman parempia kuin keskitalven pilviset säät. Näin ollen tähtitaivaan kohteista voidaan tehdä useammin havaintoja kuin talvikuukausina.

Maaliskuun 2. päivän aamuna Venus ja Jupiter ovat hyvin lähellä toisiaan, etäisyyden ollessa vain 0,5 astetta, siis noin täysikuun halkaisijan verran. Valitettavasti ne eivät ole tähän aikaa näkyvissä, joten havaintoja niistä täytyy tehdä illalla. Niinpä maaliskuun 1. päivän iltana nämä planeetat ovat näkyvissä heti auringonlaskun jälkeen. Kello 19 aikaan ne näkyvät noin 13 asteen korkeudella lounaan (SW) ja lännen välillä (W) välillä. Venus on näistä kahdesta kirkkaampi. Kohteet näkyvä hienosti paljain silmin mutta kiikari tai kaukoputki auttaa näkemään ne yksityiskohtaisesti.

Venuksen ja Jupiterin konjunktio. Kuva © Kari A. Kuure

Seuravana iltana (2.3.2023) Venus ja Jupiter ovat edelleen lähekkäin; nyt niiden keskinäiset asemat ovat kuitenkin muuttuneet: Venus on Jupiteria korkeammalla. Seuraavina iltoina planeetat ovat edelleen hienosti näkyvissä mutta niiden keskinäinen etäisyys kasvaa ilta illan jälkeen.

Vaikka planeetat näyttävät olevan hyvin lähekkäin, ne ovat erittäin kaukana toisistaan ja meistä. Jupiterin etäisyys on meistä 866 miljoonaa km ja Venus on 203 miljoonan km etäisyydellä. Pienellä päässälaskulla voidaan päätellä, että planeettojen keskinäinen etäisyys on 663 miljoonaa km.

Auringon aktiivisuus on noussut siellä on näkyvissä runsaasti pilkkuja. Kuva © Kari A. Kuure.

Maaliskuun 20. päivänä on kevätpäiväntasaus. Tämä tarkoittaa sitä, että Aurinko siirtyy pohjoiselle tähtitaivaalle. Päivän pituus Tampereella on kevätpäiväntasauspäivänä 12 h 11 m 41 s. Perinteisesti on ajateltu, että päivä ja yö olisivat yhtä pitkiä mutta todellisuudessa näin ei ole. Maaliskuun 18. päivänä päivän pituus on 12 h 0 m 2 s, joten silloin päivä ja yö ovat yhtä pitkiä.

Tälle on kaksi syytä, miksi näin on. Ensinnäkin auringonnousun ajankohta määräytyy sen mukaan, milloin Auringon yläreuna näyttäytyy horisontissa. Toinen syys on ilmakehän valon kulkureittiä taittava ominaisuus: kohteet näkyvät korkeammalla kuin todellisuudessa ovat. Horisontissa näkyvät kohteet ovat noin 0,5 astetta ylempänä kuin todellisuudessa ovat, eli saman verran kuin Auringon näennäisen halkaisijan verran. Yhdessä nämä molemmat asiat vaikuttavat siihen, että päivä on yhtä pitkä yön kanssa jo pari vuorokautta aikaisemmin kuin kevätpäiväntasaus on. Vastaavasti syyspäiväntasauksena päivän ja yön sama pituus saavutetaan pari vuorokautta myöhemmin.

Kuu ja Venus lähekkäin. Kuva © Kari A. Kuure.

Maaliskuun 24.  päivänä Kuu ja Venus ovat lähekkäin. Tämä tapahtuu päiväaikaan kello 12.31, joten sen havaitseminen vaatii erittäin selkeää säätä. Venus kyllä näkyy paljain silmin mutta kapeahko kuunsirppi voi olla hieman vaikeammin havaittavissa. Kiikarilla tai kaukoputkella havaintojen pitäisi onnistua. Aurinko on kuitenkin suhteellisen lähellä, joten tottumattomampi kaukoputken tai kiikarin käyttäjän kannattaa siirtää katselun iltaan vaikkapa kello 21.50 aikaan. Silloin molemmat taivaankappaleet näkyvät lännen (W) ja luoteen (NW) välillä, Venuksen ollessa noin 6 asteen korkeudella.

Maaliskuun lopun iltataivaalla lännessä on nähtävissä hieno planeettajono, johon Kuu sijoittuu 23. päivänä. Kuva © Kari A. Kuure

Planeettajono: Merkurius, Jupiter, Kuu, Venus ja Uranus, on näkyvissä maaliskuun viimeisinä päivinä. Havaintoja voi alkaa tehdä jonosta 25. päivän iltana noin 30 – 45 minuuttia auringonlaskun jälkeen. Merkurius on lähimpänä horisonttia ja laskee nopeasti, joten sen havaitsemiseen tarvitaan hieman taitoa ja kiikari tai kaukoputki. Seuraavana vuorossa on Jupiter, joka pitäisi löytyä valealta iltataivaalta helposti. Joka tapauksessa sitä voi etsiä myös kiikareilla. Maaliskuun 23. päivän iltana Kuu on seuravana jonossa ja näkyy kapeahkona sirppinä. Venus on silmiinpistävän kirkas, joten sen löytämisessä ei pitäisi olla vaikeuksia. Sen sijaan Uranus on hyvin himmeä kohde, joten sen havaitseminen täytynee ajoittaa myöhemmäksi ja jotta se saisi näkyviin täytynee käyttää jälleen kiikari tai mieluummin goto-ohjattua kaukoputkea.

Ilta illan jälkeen asetelma hieman muuttuu: Merkurius ja Jupiter lähenevät toisiaan ja ovat rinnan vain 1,3 asteen etäisyydellä toisistaan maaliskuun 27. päivän iltana. Maaliskuun 30 päivänä Uranus ja Venus ovat lähekkäin hieman yli asteen etäisyydellä tosistaan. Kuukauden päätyttyä huhtikuun alkupäivinä Jupiter joutuu niin lähelle Aurinkoa, että sen näkeminen alkaa olla mahdotonta.

Kuu ja Mars lähekkäin. Kuva © Kari A. Kuure

Maaliskuun 28. päivänä Kuu ja Mars ovat lähekkäin. Näiden kappaleiden näennäinen etäisyys on 1,7 astetta. Tosin, tämäkin tapahtuu kello 16.19, joten ainakaan Marsia on mahdoton erottaa kirkkaalta taivaalta. Mutta illalla kello 22.30 aikaan ne ovat vielä mukavasti lähekkäin läntisellä taivaalla 40 asteen korkeudella, joten havaintojen pitäisi onnistua aivan mukavasti.

Kaikista näistä tähtitaivaan tapahtumista olisi myös mukava julkaista kuvia Radiantissa. Useimmissa tapauksissa riittää kamera ja sen oma optiikka tai pieni teleobjektiivi. Valotusajat menevät hieman pitkiksi, joten jalusta näyttäminen on välttämätöntä. Heilahtamattomia kuvia saa käyttämällä myös kameran ajastettua laukaisua.

Havaintovinkkejä helmikuulle

Helmikuu 22. päivänä iltana läntisessä horisontissa on kolme tähtitaivaan kohdetta hyvin lähekkäin. Kohteista kirkkain on Venus, joka on noin 6 asteen korkeudella ja, vaikka taustataivas ei vielä täysin pimeä olekaan niin se on helppo nähdä paljain silmin. 

Jupiter, Kuu ja Venus ovat lähekkäin ja näkyvissä läntisessä horisontissa helmikuun 22. päivän iltana. Piirros Kari A. Kuure.

Seuraava kohde on kapea Kuun sirppi Venuksen vasemmalla puolella ja hieman korkeammalla. Kuun on ehtinyt vanheta uudenkuun jälkeen vain kaksi vuorokautta ja tästä syystä se voi olla hieman vaikea kohde havaittavaksi ainakin paljain silmin. Kiikarille se kuitenkin pitäisi tulla näkyville. 

Kolmas kohde on Jupiter, joka on noin 12 asteen korkeudella ja Kuusta hieman vasemmalle ja selvästi ylöspäin. Jupiterin kirkkaus on -2, joten sekin pitäisi taivaalta löytyä hyvin helposti, jopa paljain silmin ja tietysti kiikareilla.

Valokuvaajat voisivat ottaa kolmikosta kuvia. Seurantaa ei tarvita sillä valotusajat jäävät sen verran lyhyiksi, että pelkästään kamerajalustan käyttö riittää. Joku innokas kännykän käyttäjä voisi myös yrittää kuvaamista, jos hänen laitteessa on optinen zoomaus. Digitaalisestikin zoomattuna kuvan kyllä saa otettua mutta kuva on menettänyt terävyytensä ja siihen on tullut näkyviin kohinaa.

Kuu peittää Marsin mutta tapahtumaa ei nähdä Suomessa. Sen sijaa Kuun lähestyessä Marsia molemmat kohteet ovat helposti havaittavissa 28. helmikuuta kello 3.30 aikaan. Piirros Kari A. Kuure.

Kuu peittää Marsin helmikuun 28. päivän aamuna. Valitettavasti Kuu ja Mars ehtivä laskea horisonttiin ennen kuin tämän tapahtuu ja näin ollen tapahtuma ei ole näkyvissä. Mutta ennen sitä, kohteiden ollessa vielä horisontin yläpuolella, havaintoja voi tehdä molemmista kohteista luoteisen horisontin läheisyydessä.  Havainnot voi aloitta esimerkiksi kello 3 aamulla, jolloin aika on pari tuntia ennen kohteiden laskua tai joutumista liian lähelle horisontti, jolloin pilvet voivat estää niiden näkymisen. Jälleen tämä tapahtuma on hieno valokuvauskohde.

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.

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

W_m = 0,3

W_L = 0,7

W_m + W_L = 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 D_p(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.

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 W_m ja W_L kuvaavat aineen ja pimeän energian osuutta maailmankaikkeuden aine-energiasisällössä. Parametri W_R kuvaa avaruuden geometriaa. Koska avaruus on tasainen, 

W_R = 0.

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

W_m ~ 0,3 , W_L ~ 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 W_m ja W_L. Kun pimeän energian osuus kasvaa, maailmankaikkeuden nykyinen ikä kasvaa. 1990-luvulla kosmologian standardimalli sisälsi vain ainetta W_m = 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.