Komeettojen havaitseminen

Komeettojen havaitsemiseen voidaan käyttää useita eri menetelmiä, jotka kaikki ovat harrastajien käytössä. Tarkempia ja tieteellisesti hyödyllisempiä menetelmiä on kuvattu kirjallisuudessa mutta millainen havainto tahansa, kunhan se on dokumentoitu, voi olla tärkeä osa tutkimusta.

Kirkkaat komeetat ovat näyttäviä ja joskus jopa "vain kerran elämässä" tapahtuvia asioita, joista kannattaa otta kaikki mahdollinen irti tekemällä huolellisia havaintoja. Havainnekuva © Kari A. Kuure.

 

Havainnot paljain silmin

Vain harva komeetta tulee näkyville palajin silmin. Näin tapahtuu ehkä kerran tai kaksi vuosikymmenessä. Siitä huolimatta, tai juuri siitä johtuen, paljain silmin tehtäviin havaintoihin on syytä valmistautua yhtä huolellisesti kuin muihinkin havaintoihin. Ainoa välineet mitä tarvitset, on muistikirja, ja kyky määrittää kulmia Tähtitaivas tutuksi -kurssilla neuvotulla tavalla. Käsittelen myöhemmin sitä, mitä havaitaan, sillä nämä asiat ovat yhteisiä kaikille havaitsemismuodoille ja menetelmille.

Havainnot kiikarilla ja piirtämällä

Havaintovälineenä kiikari on mitä mainioin väline, sillä sen voi suunnata kohteeseen suoraan. Lisäksi laaja kuvakenttä mahdollistaa komeetan pyrstön havaitsemisen paljon laajemmalta alueelta kuin esimerkiksi kaukoputkella.

Kiikarin lisäksi tarvitse sille jalustan, esimerkiksi kamerajalustan, jotta kiikarin paino ei rasittaisi käsiä ja kuva pysyisi vakaana. Vakaasta kuvasta näkee paljon enemmän kuin heiluvasta ja tärisevästä kuvasta.

Kiikarin koolla ei ole merkitystä. Tietysti suurikokoinen tähtikiikari (esimerkiksi 20×80) kerää enemmän valoa ja mahdollistaa näin himmeämmän kohteen havainnoinnin kuin pieni kiikari (esimerkiksi 8×40). Joka tapauksessa mikä tahansa kiikari kerää enemmän valoa kuin paljaat silmät, joten sen käyttö on suositeltavaa myös silloin kun havainnot tehdään pääosiltaan paljain silmin.

Kiikari, joissa on valmiiksi asennettu valosaastesuotimet, voivat olla hyödyllisiä esimerkiksi kaupunkialueilla tai muutoin valosaasteisilla alueilla. Valosaastesuotimen tarkoitus on poistaa tiettyjä valon aallonpituuksia, jotka heijastuvat taivaalta nimenomaan keinovaloista. Valitettavasti komeetasta heijastuneessa auringonvalossa on myös näitä aallonpituuksia, jotka tietysti myös leikkaantuvat pois. Kuinka paljon se sitten vaikuttaa itse komeetan näkymiseen, voi olla hieman vaikea arvioida etukäteen. Joka tapauksessa valosaastesuodatin lisää kuvan kontrastisuutta ja mahdollistaa tarkemmat havainnot. Suotimen tulisi kuitenkin välillä kääntää pois käytöstä, jotta voisi verrata suotimen vaikutusta kuvaan ja näkyviin yksityiskohtiin.

Kiikarilla havaitessa ja muistiinpanoja voi helpottaa hieman esivalmistetulla piirrospohjalla, jossa komeetan ytimelle varattu paikka on piirtoalueen keskellä. Jos tiedät kiikarisi kuvakentän halkaisijan (se on usein printattu kiikarin runkoon) voit varustaa piirtoalueen sopivalla tähtikartalla ja kuvakentän reunoja kuvaavalla renkaalla. Monet tähtikarttaohjelmat pystyvät tekemään tämän valmiiksi, jos syötät ohjelmalle kiikarisi tiedot.

Havaintopiirros komeetta Ikeya-Zang'ista. Havaintovälineenä on käytetty 20×60 kiikaria. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Koma piirretään (lyijykynä tai hiili) yleensä ”negatiivina” siten että kirkkain osa on tummin ja himmeänä näkyvä koman ulkoreuna on vaalein, joka todellisuudessa edustaa mustaa. Koma piirretään tällä tavalla kaikkine yksityiskohtineen. Piirrokseen lisätään myös pyrstöt samalla negatiiviperiaatteella.

Jos pyrstössä on näkyvissä juovia, pyörteitä, punoksia, solmuja tai laikkuja ja katkeamia, ne luonnollisesti piirretään näkyviin, tummana näkyvä juova on helpoin tehdä teräväkärkisellä pyyyhekumikynällä ja kirkas juova lisäämällä piirroksen tummuutta. Huomaa, että pyrstö himmenee mitä kauemmaksi komasta se etenee, joten se täytyy piirtää myös tällä tavalla vaalenevaksi.

Luonnollisesti voit käyttää myös mustaa piirrospaperia. Tällöin on kynät ovat valkoisia tai vaalean harmaita ja kuva piirretään ”positiivina”, siis siten kuin se näkyy kiikarin tai kaukoputken kuvassa. Pienellä harjoittelulla opit piirtämään varsin luonnollisen näköisiä komeettoja.

Kirkkaan komeetan pyrstö ulottuu usein kiikarin kuvakentän ulkopuolelle. Tällöin sen piirtäminen vaatii toisen, hieman pienemmän mittakaavan piirrosta, jota varten havainnot voit tehdä joko samalla tai vaikka pienemmällä tai laajakulmaisella kiikarilla. Tällöin on kuitenkin kysymys kahdesta eri havainnosta.

Maastossa piirroksesta tulee helposti vain periaatteellinen. Piirrokseen voit lisätä erilaisia tietoja ja rajoja, jotka helpottavat myöhemmin tehtävää lopullista piirrosta. Se on syytä tehdä mahdollisimman pian varsinaisten havaintojen jälkeen, jotta mielikuva havaitusta komeetasta ei heikkenisi. Maastossa tehtyjen piirrosten tehtävä on nimenomaan palauttaa mieleen komeetan ulkomuoto, kirkkaus ja yksityiskohdat, kun teet lopullista havaintopiirrosta.

Joskus kirkkaasta komeetasta tuleva valo on sen verran voimakasta, että pystyt havaitsemaan sen värin omin silmin. Tee piirrokseesi merkitä väristä ja sen voimakkuudesta, jotta voi lisätä värit myös lopulliseen piirrokseen.

Jos olet tehnyt aikaisemmin piirroshavaintoja, niin tiedät, että piirroksesi tahriintuu helposti myöhemmässä käytössä. Valmiiksi tehty kuva on ”kiinnitettävä” tähän tarkoitukseen soveltuvalla lakalla, jota voi hankkia taiteilijatarvikkeita myyvistä kaupoista. Ne ovat aerosoleja, joten pieni suihkaus yleensä riittää isoonkin kuvaan.

Jos et aikaisemmin ole piirtänyt, niin voit harjoitella sitä netistä löytyvien komeettakuvien avulla. Etenkin komeetta C/2002 A1 (Leonard) on tähän tarkoitukseen sopiva, sillä oli pitkä näkyvä pyrstö, jossa oli runsaasti erilaisia yksityiskohtia.

Muista myös merkitä muistiinpanoihisi päiväys ja kellon aika, tiedot kiikarista (tai muusta havaintovälineestä), käytetty suurennus ja kuvakentän halkaisija. Useat havaitsija tekevät myös merkintöjä sääolosuhteista.

Havainnot valokuvaamalla

Komeettojen kuvaaminen valokuvaamalla on luonnollisesti yleisin havaitsemisen muoto. Kuvaamisessa kuitenkin kohdataan kaikki ne vaatimukset ja ongelmat, joita tähtivalokuvaamisessa muutoinkin on. Komeetan nopea eteneminen etenkin perihelin läheisyydessä voi myös tuoda mukanaan aivan omia ongelmia riippuen käytetystä kuvausmenetelmästä. Ehkä helpointa on kuitenkin kuvata tavallisella digijärjestelmäkameralla, joka on kiinnitetty seurantajalustaan.

Tarvitset siis kameran. Se voi olla järjestelmäkamera tai tähtikuvauksessa yleisesti käyttävä CMOS-kamera, mielellään väriversio, sillä silloin vältyt moninkertaiselta valottamiselta ja saat näyttäviä kuvia huomattavasti helpommin kuin monokameralla. Valinta on kuitenkin sinun.

Seurantajalusta on lähes välttämätön, sillä komeettojen kuvaamisessa valotusajat kasvava huomattavan pitkiksi ainakin silloin kun käytät pitkäpolttovälistä kameran optiikkaa tai kaukoputkea. Vain kaikkein kirkkaimmat komeetat ovat kuvattavassa ilman seurantaa ja silloin on käytettävä suhteellisen lyhyttä optiikkaa (< 300 mm). Jos kuvattava komeetta on hyvin himmeä ja se etenee tähtien suhteen hitaasti, niin ehkä paras vaihtoehto kameraksi on monokromaattinen CMOS-kamera, jonka kuvat voit pinota riittävän kirkkaaksi ja selkeäksi kuvaksi. Jos komeetta etenee nopeasti tähtien suhteen, joudut kohdistamaan komeettaan ennen jokaista kuvaa (tai kuvasarjaa) ja näin helpotat siten pinoamista ja lopullisen kuvan valmistamista. Tähdet tulevat tässä menetelmässä viiruiksi tai pistejonoksi.

Komeetta C/2006 P1 (McNaugth) 12. tammikuuta 2007. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Omissa havainnoissani C/2006 P1 (McNaught) oli riittävän kirkas ilman seurantaa kuvattavaksi, vaikka säätila ei paras mahdollinen ollutkaan. Silloinkin valotusaika venyi kuitenkin pitkäksi (1/6 s). Vuoden 2007 komeetta 17P Holmes kirkastui perihelin jälkeen merkittävästi ja oli suhteellisen helposti kuvattavissa. Sitä jouduin kuitenkin valottamaan 30 sekuntia (f= 600 mm aukko 5), jotta riittävän kirkas kuva pinoamiseen syntyi. Ilman seurantaa tehtävä olisi ollut mahdoton.

Komeetta 17P Holmes. Kuva © Kari A. Kuure.

Valokuviin jää tietoa monista tekijöistä, mutta täydentäviä muistiinpanoja on syytä tehdä. Ne tiedot voi sitten siirtää kuviin metatiedoiksi, jolloin ne säilyvät kuvan yhteydessä.

 

Mitä havaitaan

Komeetan koman kirkkaus on ensimmäinen havaittava asia. Se tehtävä ei välttämättä ole kovin helppo, sillä siihen tarvitaan useita vertailutähtiä samalta korkeudelta kuin mitä komeetta on. Mitään suodattimia, ei edes valosaastesuodatinta ei käytetä kirkkausarviota tehtäessä. Tämä artikkelin lopulla käsitellään komeettojen kirkkautta hieman syvällisemmin.

VSS-menetelmässä vertailutähdet voi valita etukäteen komeetasta olevien aikaisempien tietojen perusteella. Aluksi havaitaan visuaalisesti komaa ja sen jälkeen siirrytään kaukoputkella tai kiikarilla vertailutähtiin. Tarkennusta säädetään epäteräväksi, kunnes vertailutähti näyttää olevan yhtä suuri kuin koma. Tässä siis mennään aivan muistinvaraisesti. Jos epäterävä tähden kuva on yhtä kirkas kuin koma, olet määrittänyt komeetan kirkkauden. Usein joudut kuitenkin käyttämään useita eri vertailutähtiä ennen kuin oikeatähti ja kirkkaus löytyy. Menetelmä soveltuu komaan, jossa ei ole kovin voimakasta tiivistymistä.

Monia muitakin ja samalla tarkempia menetelmiä on käytettävissä (Bobrovnikoff, Sidgwick tai Morris menetelmien kehittäjien mukaan). Jos olet kokenut komeettahavaitsija, olet varmasti tutustunut niihin ja käytä sitä menetelmää, jonka tunnet hyvin ja sinulla on kokemusta siitä. Jos vertailutähti ei ole sattumalta yhtä kirkas kuin komeetta on, niin joudut interpoloimaan himmeämmän ja kirkkaamman tähtien tiedoista komeetan kirkkauden.

Kirkkauden määrityksessä käytetty suurennus on oleellinen asia. Tavallisesti käytetään suurennusta 1,5 – 2 kertaa objektiivin halkaisija senttimetreinä. Tällöin esimerkiksi 16×80 kiikari on optimaalinen väline kirkkauden määrittämiseen. Kaukoputkella voi olla vaikea saavuttaa näin pieni suurennuksia, esimerkiksi 15 cm kaukoputkella se merkitsisi enintään vain 30× suurennusta. Käytä kuitenkin pienintä mahdollista suurennusta, jonka välineilläsi saat.

Koman halkaisija on seuraava määriteltävä asia. Parhaiten se tapahtuu taustatähtien avulla, jos kuvakentässä niitä on (ja usein on). Valokuvista taustatähtien esille saaminen saattaa vaatia hieman kuvankäsittelyn temppuja etenkin silloin, kun kuvia on pinottu ja muutoinkin voimakkaasti käsitelty. Yksittäisestä kuvasta ne voi olla helpommin löydettävissä.

Kiikarihavainnoissa koman halkaisija on suhteellisen helposti määriteltävissä kuvakentän halkaisijan avulla. Koma voi olla esimerkiksi 1/3 tai 1/10 kuvakentän halkaisijasta, joten jos kuvakentän halkaisija on 3,5 astetta, niin silloin päästää lukuarvoihin 1 aste tai 0,35 astetta.

Myös kaukoputken okulaarin kuvakentän halkaisija voidaan laskea ja siihen löytyy monesta tähtikarttaohjelmasta laskenta rutiini, jos ja kun syötät ohjelmaan tiedot kaukoputkestasi ja käytetystä okulaarista.

Koman tiivistymisaste ja sen kirkkaus. Komassa voi olla kirkkaampia alue yleensä keskellä (se saattaa olla myös hieman sivussa), joka ei kuitenkaan ole itse komeettaydin. Tiivistyminen voi vaihdella lähes olemattomasta selvästi tähtimäiseen tiivistymiseen. Luokitus tässä suhteessa on 0:sta lukemaan 9. Lukema 0 tarkoittaa komaa, jossa tiivistymistä ei ole havaittavissa ja koma on täysin diffuusi. Vastaavasti lukema 9 vastaa lähes tähtimäistä komaa. Tiivistymisaste kirkkausarvion ohella ovat oleellisia tietoja. Tiivistyneen alueen kirkkaus arvio tehdään samalla tavalla kuin koko koman kirkkauden arviointi.

Komeetan liikesuunnassa koman edessä saattaa olla keulasokkiallto, jonka kirkkaus voi poiketa koman kirkkaudesta, ollen yleensä himmeämpi. Jos havaitse edes heikon keulasokkiaallon, merkitse se havaintopiirrokseen tai valota kuvaa sen verran, että aalto tulee näkyviin. Keulasokkiaalto on himmeämpi, joten koma voi ylivalottua valokuvassa. Yhdistämällä eri valotuksella otettuja kuvia HDR-menetelmällä voit saada merkittävän kuvan aikaiseksi. Muista kuitenkin lisätä tieto useammasta kuvasta ja käytetystä yhdistämismenetelmästä metatiedostoon.

Pyrstöjen pituus. Komeetoilla näkyy usein pölypyrstö (tyyppi II) ja kaasupyrstö (tyyppi I. Pölypyrstö on yleensä helpommin nähtävissä kuin kaasupyrstö ja sen näkyvä osa voi olla paljonkin pitempi kuin kaasupyrstön pituus. Kiikarilla pyrstöjen pituudet ja pölypyrstön kaareutuminen on mahdollista mitata kuvakentän halkaisijan avulla. Laskemalla kuinka monta kuvakentällistä pystyt pyrstössä näkemään ja kertomalla kuvakentän halkaisija asteina tällä luvulla saat pyrstön pituuden asteina.

Pyrstön suunta määritetään tähtitaivaan pohjoissuunnan mukaan, joka saa arvon PA=0°, itä on PA=90°, etelä PA=180° ja länsi PA=270°. Pyri mahdollisimman tarkkaan suunnan määrittämiseen (asteen tarkkuudella). Länsisuunnan saat selville kuvakentässä, jos pysäytät seurannan hetkeksi. Jos pölypyrstö on leveä, mittaa sen leveys! Jos kaasupyrstö on havaittavissa, tee pituus ja suuntamäärittely kuin pölypyrstölle.

Joskus komeetoilla on näkyvissä ns. vastapyrstö (tyyppi III). Se ei ole todellinen ilmiö vaan se syntyy komeetan pölypyrstö asennosta suhteessa havaintolinjaasi. Toisin sanoen komeetan normaali pyrstö voi näkyä koman takaa molemmin puolin pidemmän tai lyhyemmän aikaa. Jos havaitset tällaista, niin muista piirtää se myös näkyviin. Vastapyrstön pituuden ja suunnan määrittely on myös oleellista.

Lisää havaintoja

Kun olet tehnyt edellä kerrotut määrittelyt ja mittaukset, voit siirtyä tarkastelemaan komaa niin suurella suurennuksella kuin pystyt kaukoputkella saamaan. Voit hyvin käyttää jopa 200-kertaista suurennusta, jos komeetan korkeus ja havaintokeli sen mahdollistaa. Tarkoituksena on havaita mitä koman ytimessä tapahtuu. Itse komeetan ydintä et pysty havaitsemaan, se on aivan liian pieni, mutta ytimestä lähtee usein suihkuja, jotka näyttävät lähes ”kiinteiltä kappaleilta”. Jos havaitset tällaista, niin piirrä tai valokuvaa näkemäsi. Komeettaytimen pyöriessä suihkut voivat muodostaa spiraaleja tai parabolisia juovia ytimen ympärille. Keulasokki voi muodostua juuri tällaisesta spiraalista.

 

Komeettojen kirkkaus

Komeettojen kirkkaudella tarkoitetaan yleensä niiden kokonaiskirkkautta joko visuaalisesti tai valokuvauksellisesti. Visuaalinen ja valokuvauksellinen kirkkaus poikkeavat yleensä toisistaan. Kirkkaus voidaan myös määrittää komeetan komalle, siis haihtuvista aineista ja irronneesta pölystä muodostuneelle ilmakehälle. Lisäksi koman tiivistymisaste voi vaihdella olemattomasta hyvinkin tähtimäiseen ja kirkkaaseen alueeseen. Tämä alue ei ole jäistä ja pölyistä muodostunut komeettaydin, joka on yleensä niin pieni, että sitä ei voi erottaa edes suurimmilla kaukoputkilla.

Kaikille Aurinkokunnan kohteille käytetään samaa kirkkausasteikkoa kuin muillekin tähtitaivaankohteille. Asteikko on kuitenkin laadittu tähtimäisille kohteille, joten komeettojen kirkkautta arvioitaessa täytyy ottaa huomioon se, että komeetan kirkkaus on pintakohteen kokonaiskirkkaus.

Jos ja kun tähtimäisen kohteen kirkkaus m_v=6, mahdollistaa se kohteen näkymisen pimeältä taivaalta paljain silmin. Komeetalle tämä sääntö ei kuitenkaan toimi. Pintakohteiden täytyy olla selvästi tähtimäistä kohdetta kirkkaampia näkyäkseen paljain silmin. Kuinka paljon kirkkaampi, se riippuu havainto-olosuhteista, pintakohteen laajuudesta ja tausta taivaan tummuudesta. Nyrkkisäännön mukaan pintakohteiden kirkkauden täytyisi olla useita (>2–3) kirkkausyksiköitä (magnitudeja) suurempi kuin tähtien, jotta ne näkyisivät.

Komeetan kirkkautta voi arvioida vertailutähden avulla siten, että kääntää kaukoputken tarkennuksen epäteräväksi, jolloin tähden epäterävän kuvan koko kasvaa ja pintakirkkaus vähenee. Jos epäterävän kuvan koko ja pintakirkkaus ovat samat kuin komeetalla, niin komeetan kirkkaus on sama kuin tähden. Kirkkausmääritystä tehtäessä ei käytetä mitään suodinta.

..

Aurinkokunnan kohteille määritetään absoluuttinen kirkkaus, jonka lukuarvo on sellainen, jossa kohteen etäisyys sekä Maasta että Auringosta olisi yhden astronomisen yksikön mittainen.

Tällöin m_v= m₀

jossa

m_v = visuaalinen kirkkaus

m₀ = absoluuttinen kirkkaus.

Komeetan kirkkauteen vaikuttaa etäisyyksien lisäksi komeettaytimestä haihtuvan kaasun ja pölyn määrä, jotka kasvavat komeetan lähestyessä Aurinkoa. Lisäksi auringonvalo saa vapautuneen kaasun emittoimaan lisävaloa joillakin aallonpituuksilla, ja se voi vaikuttaa jonkin verran komeetan näkyvään kirkkauteen. Toisin sanoen, komeetan absoluuttinen kirkkaus ei pysy vakiona vaan on verrannollinen komeetan etäisyydestä Aurinkoon.

Komeetan kirkkaus voidaan laskea kaavalla

m_v= m₀ + 5 log Δ + 2,5 n log r

jossa

Δ= etäisyys Maahan [au]

r = etäisyys Aurinkoon [au]. Etäisyydet ilmoitetaan astronomisina yksikköinä (au), jolloin kaava antaa tuloksen kirkkausyksiköissä.

n = kerroin, jonka suuruus vaihtelee kohteen mukaan. Komeetoilla se on keskimäärin 4,2 mutta vaihteluväli on laaja < 2 – 7, tai jopa enemmän. Kertoimen suuruus voidaan laskea yleensä ensimmäisten havaintojen perusteella ja oletusarvona voidaan käyttää keskiarvoa.

Kaavan antama kirkkaus eri etäisyyksille muodostaa ”siististi käyttäytyvän” kohoavan ja perihelin jälkeen laskevan käyrän. Komeetat eivät kuitenkaan useinkaan ”käyttäydy siististi”, vaan niissä on havaittu runsaasti poikkeamia. Jotkin komeetat saavuttavat suurimman kirkkautensa vasta selvästi perihelin jälkeen.

Toinen yleinen syy kirkkauden poikkeamiin oletuskäyrältä on komeettaytimistä tapahtuvat purkaukset. Purkaukset saattavat kasvattaa komeetan kirkkautta 100- tai jopa 1000-kertaisesti.

Purkauksia tapahtuu perihelin molemmin puolin. Perihelin jälkeen komeetan kirkkaus saattaa myös vähetä hyvin nopeasti, jopa jokusen kirkkausyksikön verran. Esimerkiksi komeetta 1973f (Kohoutek) himmeni nopeammin (n. 2^m) perihelin jälkeen kuin mitä kirkastuminen oli tapahtunut. 1P/Halley vuoden 1910 perihelin aikaan kirkkauden väheneminen oli sen sijaan hitaampaa (jopa 4^m) kuin ennen periheliä tapahtunut kirkastuminen.

Komeettojen yksilölliset erot ovat siis suuria, joten aivan varmaksi minkään komeetan tulevaa kirkkautta ei voi kovinkaan luotettavasti laskea tai arvioida. Tämä on syytä pitää mielessä seuraavan kahden komeetan kirkkauksia käsiteltäessä.

 

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.