Pallomaisen tähtijoukon M13 massa

Tomi Hyvönen

Tässä artikkelissa lasketaan arvio pallomaisen tähtijoukon M13 massalle Tampereen Ursan tähtitornilla kuvattujen B-kaistan fotometriahavaintoja käyttäen. Havainnoista saadaan mitattua kohteen kirkkaus ja fysikaalinen koko, kun etäisyys tiedetään. Kirkkaudesta saadaan Faber-Jackson -relaation avulla arvio pallomaisen tähtijoukon nopeushajonnalle. Massa saadaan laskettua viriaaliteoreemasta nopeushajonnan ja fysikaalisen säteen avulla.

M13 pallomainen tähtijoukko. Joukon kuvasi Markku Lintinen  ZWO Seestar S50 tähtikameralla 9.12.2024. Valotusaika on 16 minuuttia. Kuva © Markki Lintinen.

Yleistä

Pallomaiset tähtijoukot ovat maailmankaikkeuden vanhimpia kohteita. Ne muodostuivat maailmankaikkeuden ollessa noin miljardin vuoden ikäinen. Pallomaiset tähtijoukot ovat tiiviitä ja stabiileja nimensä mukaisesti pallomaisia gravitaation koossa pitämiä tähtijoukkoja, joihin kuuluu noin 10⁵ tähteä. Keskimääräinen tähtitiheys on noin 0,4 pc^-3. Valokuvista on helppo huomata tähtitiheyden kasvavan keskustaa kohti mentäessä. Keskusalueen tähtitiheys on noin 10² –10³ pc^-3. Vertailuksi auringon ympäristön tähtitiheys on noin 0,1 pc^-3.

Pallomaisten tähtijoukkojen tähdet ovat pääasiassa hyvin vanhoja vähän metalleja sisältäviä populaatio II tähtiä. Tähtienvälistä kaasua niissä on hyvin vähän, joten uusien tähtien muodostumista ei juurikaan tapahdu. Joukon ikä saadaan määritettyä HR-diagrammin käännöspisteen avulla.

Pallomaisten joukkojen etäisyys voidaan määrittää RR Lyrae -tähtien periodi-luminositeetti -relaation avulla. Keskimääräinen etäisyys on 20 000 – 30 000 valovuotta (lyr). Linnunradasta on havaittu noin 150 pallomaista joukkoa. Ne kiertävät galaksimme keskustaa ellipsiradoilla kiertoajan ollessa tyypillisesti noin sata miljoonaa vuotta. Pallomaisia tähtijoukkoja on havaittu myös muiden galaksien ympärillä. Galaksista irrallaan olevia joukkoja on havaittu vain muutamia. Ne ovat gravitaation aiheuttamista vuorovaikutuksista johtuen erkautuneet alkuperäisestä galaksista.

Linnunradan pallomaisten tähtijoukkojen keskimääräinen massa on noin 2×10⁵ M_⊙. Havainnot viittaavat siihen, että galakseista poiketen pallomaisilla tähtijoukoilla ei ole ympärillään pimeän aineen haloa. Sellainen on kuitenkin voinut aikoinaan olla, mutta Linnunradan gravitaation aiheuttamat voimat ovat heittäneet pimeän aineen ”taivaan tuuliin”.

Pallomaiset tähtijoukot luokitellaan kahteentoista luokkaan (I – XII) keskusalueen tähtitiheyden perusteella (Shapley–Sawyer Concentration Class). Mitä pienempi luokitteluluku sitä tiiviimmin tähdet ovat keskittyneet keskusalueelle. M13 kuuluu luokkaan V.

Pallomaisten tähtijoukkojen keskimääräinen absoluuttinen magnitudi on M_V ≈ –7 mag. Niiden kokoa kuvaa kolme säteen arvoa

• core radius: säde, jossa pintakirkkaus on puolet keskusosan pintakirkkaudesta
• half light radius: säteen sisäpuolella oleva kirkkaus on puolet joukon kirkkaudesta
• tidal radius: säde, jossa tiheys putoaa nollaan

Linnunradan pallomaisille joukoille keskimääräiset arvot ovat noin 1,5 pc, 10 pc ja 50 pc.

Massa viriaaliteoreeman avulla

Viriaaliteoreemaa hyödynnetään mm. tähtien rakenteen tutkimuksissa, ellipsigalaksien ja galaksijoukkojen massojen määrityksessä. Esimerkiksi galaksijoukkojen pimeän aineen massan määrää voidaan mitata teoreeman avulla. Tässä artikkelissa viriaaliteoreemaa käytetään pallomaisen tähtijoukon massan arviointiin.

Viriaaliteoreemaa sovellettaessa tärkeä oletus on, että systeemin hiukkaset ovat tasapainossa gravitaation suhteen. Systeemi voi sisältää ihan oikeita hiukkasia, siis atomeja, kuten tähtien tapauksessa. Galakseissa, tai pallomaisissa joukoissa, hiukkaset ovat yksittäisiä tähtiä. Galaksijoukoissa hiukkaset ovat yksittäisiä galakseja. Pallomaisten tähtijoukkojen kohdalla tasapaino on perusteltu, koska kyseessä on vanha pallosymmetrinen systeemi. Sillä on ollut riittävästi aikaa asettua tasapainotilaan.

Epärelativistinen viriaaliteoreema kaikessa yksinkertaisuudessaan on

 

jossa <K> ja <P> ovat systeemin keskimääräinen liike- ja potentiaalienergia.

Jotta teoreema ei vaikuttaisi aivan stetsonista vetäistyltä, tarkastellaan esimerkkinä yksinkertaista tilannetta, jossa satelliitti (m) kiertää maapalloa (M) ympyräradalla etäisyydellä r. Gravitaation aiheuttama voima ja normaalikiihtyvyys ovat

 

Newtonin 2. laista

saadaan

Kerrotaan yhtälön molemmat puolet termillä r/2, jolloin saadaan

 

Huomataan, että yhtälön vasemmalla puolella on puolet potentiaalienergiasta ja oikealla puolella liike-energia. Ollaan saatu viriaaliteoreeman mukainen tulos. Erityisen mielenkiintoista on, että viriaaliteoreemasta saadaan johdettua hiukkassysteemin, tässä tapauksessa pallomaisen tähtijoukon, viriaalimassa.

Pallomaisen tähtijoukon tähdet kiertävät kukin omalla radallaan ja nopeudellaan v_i. Sen keskimääräinen liike-energia on

 

jossa M on kokonaismassa ja

tähtien keskimääräinen nopeus. Nopeus saadaan mitattua kohteen spekristä Doppler-siirtymän avulla. Havainnoista saadaan kuitenkin mitattua vain näkösäteen suuntainen nopeuskomponentti

On kuitenkin perusteltua olettaa, että pallomaisissa tähtijoukoissa tähtien nopeudet ovat jakautuneet isotrooppisesti, eli nopeuskomponentit ovat samoja kaikissa suunnissa, joten

Tähtien nopeudet ovat jakautuneet normaalijakauman mukaisesti. Keskimääräisen nopeuden ja nopeushajonnan s välillä on voimassa

Nyt joukon keskimääräinen liike-energia on

 

Pallomaisen tähtijoukon keskimääräinen potentiaalienergia on

 

jossa M on kokonaismassa, R säde ja a geometriasta riippuva vakio.

Nyt on lausekkeet keskimääräiselle liike- ja potentiaalienergialle, joten viriaaliteoreeman mukaisesti saadaan

 

Tästä saadaan massalle lauseke

 

Massan laskemiseksi täytyy siis tietää pallomaisen joukon nopeushajonta s ja säde R. Nopeushajonta saadaan arvioitua Faber-Jackson -relaation avulla. Enempi tai vähempi pallosymmetristen tähtijärjestelmien, erityisesti ellipsigalaksien, on havaittu noudattavan FJ-relaatiota. Relaation mukaan systeemin kirkkaus ja nopeushajonta riippuvat toisistaan. Käytetään nopeushajonnan arviointiin relaatiota

Relaatio vastaa spiraaligalaksien Tully-Fisher -relaatiota, jossa spiraaligalaksia kiertävän kohteen nopeus on verrannollinen galaksin kirkkauteen. On kuitenkin syytä huomauttaa, että FJ-relaation hajonta kasvaa erityisesti suurempien magnitudien kohdalla, kuten pallomaisten tähtijoukkojen kohdalla.

Havainnot

Tähtitornilla Jouni Raunio kuvasi pallomaista tähtijoukkoa M13 käyttäen Baaderin B-kaistan suodatinta. Kaukoputkena oli EdgeHD 1100 + 0,7x Reducer ja ccd-kamerana SX-H674. Kalibraatiokuvina otettiin bias- ja flat-kuvat. Kuvien kalibrointi tehtiin AstroImageJ-ohjelmalla. Kohteen yksittäisten kuvien valotusaika oli 30 s, joita otettiin 11 kappaletta. Kalibroidut kuvat pinottiin yhdeksi kuvaksi, joten kokonaisvalotusaika oli 330 s. Fotometrinen kalibrointi tehtiin kuvakentän tähtien avulla käyttäen USNO-katalogia. Fotometria mitattiin APT-ohjelmistolla (Aperture Photometry Tool). Kuvakentän pikseliskaala on 0,96 ”/pix.

Pallomainen tähtijoukko M13 B-kaistan suodattimella kuvattuna. Kuvaan on merkitty apertuuri 120 pix. ©Jouni Raunio.

Kuvakentästä mitattiin neljän vertailutähden instrumentaalimagnitudit. Niistä saatiin määritettyä fotometrinen nollapiste, jonka keskiarvoksi saatiin

jossa virheraja kuvaa keskihajontaa. Kohteen näennäinen magnitudi laskettiin nollapisteen avulla. Fotometriamittauksessa käytettiin apertuuria 120 pix.

Pallomaisen tähtijoukon M13 B-kaistan näennäiseksi magnitudiksi saatiin

Kirjallisuudesta saatu näennäinen magnitudi B-kaistalla on

Absoluuttinen magnitudi M_B voidaan laskea, kun kohteen näennäinen magnitudi ja etäisyys d tiedetään

 

Sijoitetaan yhtälöön havainnoista saatu näennäisen magnitudin arvo ja kirjallisuudesta saatu kohteen etäisyys d = 6,8 kpc. Pallomaisen tähtijoukon M13 B-kaistan absoluuttiseksi magnitudiksi saadaan

Galaktisen ekstinktion vaikutusta ei ole otettu huomioon, koska sen vaikutus (<0,1 mag) ei ole merkittävä.

Arvioidaan seuraavaksi pallomaisen tähtijoukon nopeushajonta FJ-relaatiosta. Relaatiosta saatu nopeushajonta on

Tätä lukua tuijotettaessa on hyvä pitää mielessä, että himmeämmillä kohteilla hajonta on kohtalaisen suuri. Suuruusluokaltaan nopeushajonta on kuitenkin riittävän tarkka.

Jotta massa saadaan laskettua, tarvitaan vielä arvio kohteen todelliselle säteelle. Apertuurin (120 pix) ja pikseliskaalan avulla saadaan laskettua säteen kulmakoko

kaarisekuntia. 

 

Kun etäisyys tiedetään, saadaan kyseistä sädettä vastaava fysikaalinen koko R laskettua

Nyt on kaikki tarvittava kasassa viriaalimassan arvioimiseksi. Käytetään vakiona arvoa a = 0,5. Sijoitetaan lukuarvot yhtälöön

 

ja skaalataan auringonmassoiksi. Pallomaisen tähtijoukon M13 massaksi saadaan

 

On perusteltua olettaa, että saatu massan arvo on todellista massaa pienempi. Tulos on suuruusluokaltaan yhteneväinen kirjallisuusarvon kanssa

Komeetta C/2024 G3 ATLAS

Komeetta C/2024 G3 ATLAS on tullut näkyviin SOHO LASCO C3 kameraan viime yönä. Komeetan kirkkaudeksi on nyt mitattu mv= –2,5 (Van Buiten) ja se on onnistuttu kuvaamaan Britanniassa (Chelmsford, UK (51.5° N) 11.1.2025 kello 14.32 UTC ja Auringon ollessa niin matalla, että sen kirkkaus osittain peittyi metsän taakse. Kuvaaja oli Nic James. Komeetta ja Aurinko olivat n. 10 asteen korkeudella horisontista. Kuva on nähtävissä Spaceweather.com sivuston galleriassa. Samassa galleriassa on myös muita kuvia komeetasta, tätä kirjoittaessani yksi Arizonasta ja yksi Unkarista.

Komeetta C/2024 G3 ATLAS on näkyvissä valkoisena alueena oikealla ylhäällä, osittain peittyneenä varjostinlevyn kannakkeen taakse. Kuva NASA SOHO LASCO C3.

 

Komeetta on kirkastunut hyvin nopeasti, kun se on lähestynyt periheliään. Perihelissä komeetta on huomenna 13.1., jolloin sen etäisyys Auringosta on vain 0,0935 au (noin 14 milj. km) ja se on luokiteltu auringonhipojaksi. Tyypillistä näille auringonhipojille on se, että useat niistä pirstoutuvat perihelin läheisyydessä. Nähtäväksi jää käytkö tälläkin kertaa näin.

Jos komeetta selviää periheliin asti, meillä Suomessa komeettaa voi yrittää havaita tänään hieman ennen auringonnousua, jos sää sen mahdollistaa. Jos sää on selkeä horisontiin asti, niin auringonlaskun jälkeen on lyhyt hetki havaita komeettaa vielä tänään. Tampereella tämä hetki on kello 15.45–15.50, muualla hieman eri aikaan, riippuen auringonlaskun ajakohdasta.

Maanantaiaamuna (13.1.) (nousuaika kello 8.36 Tampereella) komeetta on ehkä merkittävästi kirkkaampi, mutta samalla myös lähempänä Aurinkoa (nousee kello 9.27). Jos komeetan kirkkaus on Venuksen luokkaa, niin kello 9 tienoilla sen pitäisi näkyä hyvin (elogaatio noin 5 astetta), jos horisontissa olevat pilvet eivät sen näkyvyyttä estä.

Myös maanantai-iltana kello 16 aikaan komeetta on horisontin yläpuolella Auringon ollessa jo horisontin alapuolella. Riippuen kirkkauden kehityksestä, komeetta voi olla myös tällöin hyvin näkyvissä. Jos komeetta näkyy, niin havaintoja voi tehdä myös tämän jälkeen auringonlaskun jälkeen tai jo ennen sitä. Komeetta kuitenkin liikkuu kohti eteläisiä leveyksiä ja katoaa näkyvistä muutamassa vuorokaudessa.

Perihelin jälkeen komeetan sijainti on sellainen, että sen havaitsemista joutuisi yrittämään päivätaivaalta Auringon ollessa korkeammalla kuin komeetta. 

Nic James oli kuvannut komeetan videoimalla sitä ja pinonnut kuvat, jolloin himmeä komeetta oli noussut esiin kirkkaasta taivaasta huolimatta. Tätä menetelmää ehkä kannattaa kokeilla Suomessakin.

Jos komeetan onnistuu visuaalisesti havaitsemaan, havaintoja pitäisi jatkaa niin kauan kuin se on mahdollista huolimatta nousevasta Auringosta. Elongaatio on kuitenkin hyvin pieni, joten havainnot on tehtävä suurta varovaisuutta noudattaen. Vaarana on, että kiikari tai kaukoputki suuntautuu suojaamattomana kohti Aurinkoa, jolloin silmien näkökyky on todella vaarassa. Silmien turvallisuuden vuoksi havainnot on syytä päättää siinä vaiheessa, kun Aurinko on noussut horisontista.

 

Harrastajahavainto massiivisimmasta tunnetusta mustasta aukosta

 Teksti Kari A. Kuure

Harrastajien mahdollisuudet tehdä parempia havaintoja tähtitaivaan kohteista ovat parantuneet viimeisen kymmenen vuoden aikana merkittävästi. Kymmenen vuotta sitten tuskin kukaan osasi kuvitella, että tänä päivänä harrastajavälinein pystyttäisiin tekemään havaintoja kohteesta, josta valo lähti 1, 6 miljardin vuoden ikäisestä maailmankaikkeudesta. Toisin sanoen, valo on ollut matkalla kohti meitä peräti yli 12 miljardia vuotta.

Kvasaari S5 0014+81 näkyy himmeänä pisteenä tässä Seestar S50 tähtikameran kuvassa. Kvasaari on osoitettu kahdella lyhyellä viivalla kuvan keskellä. Tähän kuvaan on pinottu 210 yksittäistä 10 sekunnin valotus, jolloin kokonaisvalotusajaksi tuli 35 minuuttia. Kuva otettiin 30.12.2024 Kangasalla. Kuva Markku Lintinen.

 

Tampereen Ursan aktiivijäsen Markku Lintinen on onnistunut näin tekemään. Hänen havaintokohteensa oli kvasaari S5 0014+81 Kefeuksen tähdistössä. Sen etäisyydeksi ilmoitetaan 3,7 Gpc (12 miljardia valovuotta), jos näin varhaisen maailmankaikkeuden kohteille etäisyyttä voidaan edes ilmoittaa. Tällä hetkellä nämä kohteet ovat jo paljon kauempana, ehkä jopa 30 miljardin valovuoden etäisyydellä tai sitä luokkaa. Kvasaari S5 0014+81 näkyy meille m_v= 16,5 kirkkaudella.

Markku kertoo kuvaamisesta näin:

”Olin nähnyt Facebookin Seestar-ryhmässä hyvin nuoren uuden käyttäjän esittelemän, varsin rakeisen kuvan S5 0014+81-kvasaarista ja siitä syntyi oikopäätä innostus kokeilla itsekin.

Uudenvuoden aatonaattona tähtitaivas oli jotenkuten auki, seeing ei kovinkaan kummoinen. Tuuli oli niin kova, ettei voinut ajatellakaan Seestar S50 tähtikameran pystyttämistä avoimelle paikalle. Niinpä pystytin sen aivan seinän viereen ja varmistin, ettei onneksi korkealla ollut kohde jäisi räystään tai puiden taakse.

Seestarin jalusta on Alt-Az-tyyppinen. Jalustan ohjauksessa on toiminnot, jonka avulla se osaa kohdistaa kameran tarkasti keskelle haluttua kohdetta. Ohjelmistossa on tähtikartta, jonka tietokanta sisältää melko suuren määrän yleisiä kohteita. Tätä kvasaaria sieltä ei kuitenkaan löydy. Löysin kohteen kuvausaikaiset Alt-Az-koordinaatit Sky Safari 7 Pro-tähtikartasta. Asetin kameraan kvasaarin koordinaatit manuaalisesti kohdistamalla sen keskelle kuvausaluetta ja käynnistin kuvauksen. Kamera keräsi 10 sekunnin valotuksia yhteensä 35 minuuttia, kompensoi kuvista automaattisesti kuvakentän pyörimisen ja pinosi kuvat. Lopuksi säädin kirkkautta ja kontrastia kuvauksessa syntyneen kohinan vähentämiseksi ja tunnistin kvasaarin.”

Kuvauslaitteena oli Seestar S50 tähtikamera. Valotusajaksi valikoitui 10 sekuntia ja kamera pinosi kaikkiaan 210 kuvaa yhdeksi. Alkuperäisen kuvan ala on 0,7×1,2 astetta (oheinen kuva on jonkin verran cropattu, kuva-ala on noin 0,7×0,7 neliöastetta). Lopullisesti Markku tunnisti kohteen muiden, julkisesti saatavilla olevien valokuvien avulla. Kohde on erittäin vaativa, sillä kuten alla olevista tiedoista selviää, se on erittäin himmeä. Kohdetta ei saa visuaalisesti näkyviin edes tähtitornin 11” Celestron Edge HD -kaukoputkella, jonka rajamagnitudi on siinä m_v=14 kohdalla.

Mikä kvasaari on?

Ensimmäiset kvasaarit (3C 48 ja 3C 273) havaittiin 1950-luvun lopulla radiolähteinä. Alkusi niille ei löydetty visuaalista vastinetta. Vuoteen 1960 mennessä vastaavia kohteita oli löydetty satoja, mutta vasta vuonna 1963 Allan Sandage ja Thomas A. Matthews julkaisivat havaintonsa, jonka mukaan 3C 48 kvasaarin kohdalla havaittiin pieni sininen tähti. Tähden spektri tuotti yllätyksen, sillä spektriviivat olivat tunnistamattomia. Myös toinen ensimmäisistä kvasaareista osoittautui hyvin kummalliseksi. Maarten Schmidt onnistui havaitsemaan kvasaarin 3C 273 spektrin 5,1 m Hale-teleskoopilla Mount Palomarissa. Hänen onnistui osoittamaan, että oudot spektriviivat olivatkin voimakkaasti punasiirtyneitä vedyn viivoja. Punasiirtymä oli 15,8 % ja vastasi pakonopeutta 47 000 km/s. Se oli nopeampi kuin minkään muun silloin tunnetun kohteen nopeus.

Chandran röntgenkuva on kvasaarista PKS 1127-145, joka on erittäin kirkas röntgen- ja näkyvän valon lähde noin 10 miljardin valovuoden etäisyydellä Maasta. Valtava röntgensäteilysuihku ulottuu ainakin miljoonan valovuoden etäisyydelle kvasaarista. Kuva-ala on 60 × 60 kaarisekuntia². Kuvan keskipisteen koordinaatit ovat RA 11h 30m 7.10s Dec -14° 49' 27" . Havaintopäivä: 28. toukokuuta 2000. Laite: Chandra/ACIS.

Mysteeri syveni, kun aikaisemmin 1900-luvulla otetuista kuvista kohde havaittiin ja sen kirkkauden osoitettiin vaihtelevan suhteellisen nopeasti. Tämä tarkoitti sitä, että kohteen koko täytyi olla hyvin pieni, selvästi alle valovuoden kokoinen. John Bolton ehdotti, että punasiirtymä tulkittaisiin kosmista alkuperää olevaksi (jota se on), niin silloin kohteen pitäisi olla hyvin kaukana maailmankaikkeudessa ja sen vuoksi sen myös täytyi olla erittäin kirkas. Tilanne muuttui mielenkiintoiseksi, sillä myös muille tunnetuille kvasaareille mitatut spektri osoittivat ne hyvin voimakkaasti punasiirtyneiksi ja niissä oli tunnistettavissa vedyn ja magnesiumin spektriviivat. Tätä selitystä ei kuitenkaan hyväksytty kovinkaan yleisesti, sillä se tuntui mahdottomalta. Vaadittavan kirkasta kohdetta ei vain tunnettu, joka selittäisi myös radiohavainnot. John Boltonin ehdotus kuitenkin osoittautui oikeaksi.

Termiä ”kvasaari” käytti ensimmäisen kerran astrofyysikko Hong-Yee Chiun toukokuussa 1964 Physics Today -lehdessä julkaistussa artikkelissaan kuvaamaan tiettyjä tähtitieteellisesti arvoituksellisia kohteita: ”Toistaiseksi näistä kohteista on käytetty kömpelösti pitkää nimeä "kvasitähtimäiset radiolähteet". Koska näiden kohteiden luonne on täysin tuntematon, niille on vaikea laatia lyhyttä, tarkoituksenmukaista nimikkeistöä niin, että niiden olennaiset ominaisuudet kävisivät ilmi niiden nimestä. Yksinkertaisuuden vuoksi tässä asiakirjassa käytetään koko ajan lyhennettä "kvasaari", Chiun kirjoittaa artikkelissaan. Nykyisin termi on vakiintunut muotoon ”kvasistellaarinen kohde” (QSO) eli ”kvasaari”.

Ensimmäisten löytöjen jälkeen kvasaaritutkimusta on tehty runsaasti. Nykyisin niiden ominaisuudet tunnetaan ja niiden radiosäteilykin on saanut selityksensä. Tällä hetkellä kvasaarien tiedetään olevan erittäin massiivisia mustia aukkoja, joita kiertää massiivinen kertymäkiekko. Kertymäkiekosta putoaa mustaan aukkoon ainetta, joka pudotessaan tuottaa laaja-alaisesti sähkömagneetista säteilyä radioaalloista kovaan gammasäteilyyn asti. Riippuen havaintosuunnasta, kvasaarien ominaisuudet saavat hieman erilaisia ominaispiirteitä, kirkkauttaan voimakkaasti muuttavat kvasaarit tunnetaan nimellä blasaarit, jotka näemme joko suoraan tai lähes relativistisen massasuihkun suunasta. Pelkästään radiosäteilevät kvasaarit nähdään kertymäkiekon suunnasta, jolloin niiden kirkkaus näkyvässä valossa voi olla hyvinkin himmeää.

Nykyisin kvasaareja tunnetaan hyvin paljon. Pelkästään spekrihavaintoja on tehty noin miljoonasta kvasaarista ja fotometrisiä havaintoja mahdollisesti jopa kolmesta miljoonasta kohteesta. Lähin tunnettu kvasaari, Markarian 231, sijaitsee melko lähellä, vain noin 581 miljoonan valovuoden etäisyydellä. Vastaavasti etäisimmän tunnetun kvasaarin, UHZ1, punasiirtymä on 10,1, joka vastaa noin 13,2 miljardia valovuotta. Kun maailmankaikkeuden iäksi lasketaan 13,8 miljardia vuotta. Voidaan vain ihmetellä kuinka nopeasti hyvin massiiviset kvasaarit ovat voineet muodostua.

Kvasaari S5 0014+81

S5 0014+81 on tyypiltään OVV (Optically Violent Variable), joka tunnetaan nimellä blasaari (blazar). Se kuuluu aktiivisten galaktisten ytimien (AGN) energisimpään alaluokkaan, jonka kertymäkiekosta ainetta putoaa mustaan aukkoon hyvin runsaasti, noin 4 000 auringonmassan (M_☉) verran vuodessa. Ennen mustaan aukkoon putoamistaan aine kuumenee plasmaksi ja säteilee sähkömagneetista säteilyä kaikilla mahdollisilla aallonpituuksilla. Osa plasmasta ohjautuu magneettikentän ohjaamana pyörimisakselin suuntaan ja muodostaa relativistisen suihkun, joka näkyy monissa kvasaarien röntgenalueen kuvissa.

S5 0014+81 on yksi kirkkaimmista tunnetuista kvasaareista, sillä sen kokonaisluminositeetti on yli 10⁴¹ wattia, mikä vastaa absoluuttista bolometristä magnitudia -31,5. Jos kvasaari olisi 280 valovuoden etäisyydellä Maasta, niin sen säteilisi yhtä paljon energiaa neliömetriä kohti kuin Aurinko, vaikka se olisi silloin 18 miljoonaa kertaa kauempana. Kvasaarin valovoima on siis noin 3 × 10¹⁴ (300 biljoonaa) kertaa Auringon valovoima eli yli 25 000 kertaa niin valovoimainen kuin Linnunradan 100 – 400 miljardin tähden valovoima yhteensä. Se on yksi havaittavissa olevan maailmankaikkeuden energisimmistä kohteista.

S5 0014+81:n on noin 10 000 kertaa massiivisempi kuin galaksimme keskipisteessä oleva musta aukko (noin 4 miljoonaa M_☉), mikä vastaa noin 40 miljardia M_☉. Kvasaari on myös kuusi kertaa massiivisempi kuin Messier 87:n musta aukko, joka oli 60 vuoden ajan massiivisin tunnettu musta aukko ja jota kutsuttiin "ultramassiiviseksi" mustaksi aukoksi.

Pelkkien lukujen valossa on vaikea hahmottaa kvasaarin mittasuhteita. Jos vertaamme sitä Aurinkokuntamme mittoihin, jotka nekään eivät ehkä ole nekään kovin havainnollisia, mutta ehkä jonkin verran tutumpia kuitenkin. Mustan aukon Schwarzschildin säde on 120 miljardia kilometriä, (noin 20 kertaa Pluton radan säde) ja se vastaa noin 800 au. Näin ollen mustan aukon tapahtumahorisontti pitäisi sisällään koko tunnetun Aurinkokuntaamme vastaavan alueen Oortin pilveä lukuun ottamatta, jonka arvioidaan ulottuvan noin 1 valovuoden etäisyydelle (noin 63 235 au).

Vielä pari knoppitietoa kvasaarista:

Kvasaarin nimitys S5 on peräisin Fifth Survey of Strong Radio Sources -järjestöstä, ja 0014+81 oli sen koordinaatit epookissa B1950.0. Sillä on myös toinen nimitys 6C B0014+8120 Cambridgen yliopiston Sixth Cambridge Survey of Radio Sources -kartoituksesta.

Nykytietämyksen mukaan mustat aukot säteilevät Hawkingin säteilyä, joka kuluttaa niiden massaa. Jokaiselle mustalle aukolle voidaan siis laskea ikä, jonka se saavuttaa ennen katoamistaan. Kvasaari S5 0014+81 laskennallinen ikä olisi 1,3 × 10⁹⁹ vuotta, joka on siis 10⁸⁸ kertaa maailmankaikkeuden nykyinen ikä. Tällaista ikää voi jo kutsua ikuisuudeksi. Joidenkin kosmologisten teorioiden mukaan maailmankaikkeus tulisi kokemaan ns. ”lämpökuoleman” noin 10¹⁰⁰ vuodessa. Silloin kaikki aine olisi muuttunut säteilyksi, joten S5 0014+81 olisi varmastikin yksi viimeisimmistä muistoista maailmankaikkeuden sisältäneestä aineesta. Mutta täytyy muistaa, että 10¹⁰⁰ ja kymmenkertainen 10⁹⁹ vuoden ikään verrattuna, eli siihen mahtuisi kymmen peräkkäistä nykyisen kaltaisten maailmankaikkeuksien kehityskaarta! Kyse on siis käsittämättömän pitkistä aikajaksoista.

 

 

Kirkkain komeetta vuosikymmeniin?

Tammikuun 13. päivän aamuna on mahdollisuus havaita kirkkainta komeetta ehkäpä vuosikymmeniin? Silloin komeetta C/2024 G3 (ATLAS) on perihelissään. Ainoa ongelma vain on, että komeetta näkyy hyvin lähellä Aurinkoa, jolloin kirkas taivas saattaa estää komeetan näkymisen. Sen kirkkaudeksi lasketaan m_v= –1,4, mutta onko se riittävä komeetan näkemiseen. Paras ajanhetki yrittää havaita sitä on juuri ennen auringonnousua, Tampereella kello 9.10.

Komeetan C/2024 G3 (ATLAS) voi hyvällä onnella havaita tammikuun 13. päivän aamuna kello 9.10, kun Aurinko on vielä horisontin alapuolella. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Komeetta havaittiin Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) tutkimusprojektin 0,5 m -teleskoopilla Rio Hurtado (Chile) observatoriossa 5. huhtikuuta 2024. Silloin sen kirkkaus oli mv= 19 ja se sijaitsi 4,438 au etäisyydellä Maasta. Komeetta osoittautui Oortin pilven komeetaksi ja se oli lähestymässä Aurinkoa hyvin elliptisellä radalla taivaanekvaattorin eteläpuolelta. Se määriteltiin auringonhipojaksi, sillä sen perihelietäisyys on vain 0,09 au (n. 13,5 miljoonaa km). Välimatka on niin lyhyt, että komeetan mahdollisuus selvitä perihelin ohituksesta on pieni.

Meillä pohjoisella pallonpuoliskolla komeetan havaitseminen rajoittuu pariin päivään, tammikuun 12. ja 13. päivän aamuun. Tammikuun 12. päivän aamuna komeetan kirkkaus on m_v= –0,6, joka on aivan liian vähän, jotta komeetta erottuisi kirkkaan taustataivaan läpi. Perihelipäivänä, tammikuun 13. mahdollisuudet komeetan havaitsemiseen on hieman paremman sen suuremman kirkkauden vuoksi. Jos komeetta selviää perihelistä, niin seuraavana aamuna, tammikuun 14., komeetan kirkkaus on jo pudonnut ja on noin mv= –0,9. Se tuskin riittää komeetan näkemiseen.

Koska komeetta sijaitsee meistä katsoen hyvin lähellä Aurinkoa, havainnoissa tulee olla hyvin huolellinen. Erityisen varovainen tulee olla auringonnousun jälkeen, jolloin kirkas auringonvalo saattaa vaurioittaa silmiä korjaantumattomasti. Vaikka Aurinko on horisontissa, sen kirkkaus on tuhoisaa silmän verkkokalvolle etenkin, jos Aurinkoa katselee suojaamattomalla kiikarilla tai kaukoputkella. Silloinkin paras tapa on tehdä havainnot niin, että itse Aurinko jää jonkin rakennuksen katson harjan taakse. Jos sellaista mahdollisuutta ei ole, niin silloin on parempi keskittyä vain valokuvaamiseen, sillä jos kamera rikkoutuu, niin sen saa uusittua rahalla. Nykyaikaiset kamerat kyllä yleensä kestävät juuri ja juuri horisontissa olevan Auringon kirkkauden.