Kirjauutuus: Koko universumi yksissä kansissa

Heikki Oja

Universumi

Ursa ry 2017

Nidottu 312 sivua

ISBN 978-952-5985-49-8

Tunnettu tähtitieteen popularisoija Heikko Oja on jälleen tuottanut uuden kirjan, joka käsittelee ei enempää eikä vähempää, kuin universumia! Yhden kirjan sisällöksi se on tietysti hyvin paljon mutta Heikin kokemus ja rutiini kirjojen tekemisessä on auttanut merkittävästi kirjoittamisessa. Näin ollen syvennyin kirjaan suurella mielenkiinnolla.

Kirjan idea on esitellä kaikki mahdolliset universumissa esiintyvät kohteet ja ilmiöt. Varmasti joku löytää jonkun ilmiön tai kohteen, joka olisi pitänyt vielä sijoittaa kirjaan mutta sellaiset kohteet ovat varmasti kuriositeetin koko luokkaa olevia. Sanomattakin on selvää, että kaikki mahdolliset kohteet ja ilmiöt universumissa ei kovin helposti yhteen kirjaan mahdu. Heikki ratkaisi asian siten, että jokaisesta kohteesta tai ilmiöstä on vain yksi aukeama.

Yksi aukeama saattaa tuntua hyvin vähältä ja tottahan se on. Yksittäin luettuna ilmiöiden tai kohteiden käsittely on pakostakin hyvin lyhyt ja ehkä hieman pinnalliseksi jäävä. Mutta kokonaisuus on toimiva, lukija saa kirjaa lukiessaan huomattavan tietopaketin hyvin monista kohteista ja ilmiöistä, joten kokonaisuutena kirjan idea on hyvin perusteltu.

Kirjan rakenne on hyvin yksiselitteinen. Varsinainen tekstisisältö on jaettu sivun mittaisiin lukuihin jossa esitellään vain yksi kohde tai ilmiö. Näitä tekstejä on kertynyt kaikkiaan 106. Aukeaman vasen lehti on omistettu tekstissä kerrottavan asian kuville. Kuvat ovat loistavia ja kirjan paperi hyvin väripainatukseen sopivaa, joten kuvat ovat laadukkaita.

Kirjan alareunassa kulkee kuvanauha, jonka Heikki on nimennyt Universumin tarinaksi. Yhdellä aukeamalla on 100 miljoonan vuoden pituinen jakso. Kuvanauhan teksteissä kerrotaan kunkin ajanjakson tärkeimmästä tapahtumasta. Yhteensä nämä kuvanauhat muodostavat koko universumin iän (13,8 miljardin vuotta) sekä 100 miljoona vuotta tulevaisuuteen.

Jälleen kerran Ursa on onnistunut julkaistavan kirjan valinnassaan erinomaisesti. Kirja sopii kenelle tahansa, olipa lukija sitten kokenut harrastaja tai vasta harrastuksensa ensimmäisiä askeleita ottava maallikko. Kirja toimii myös monella tasolla: se on lukukirja, mutta samalla loistavat kuvat tekevät siitä katselukirjan. Toimiipa kirja vielä jokin asteisena käsikirjana jos joku ilmiö tai kohde on hieman oudompi, kirjasta löytyy selitys sellaisessakin tapauksessa.

Kari A. Kuure

Kirjaa on saatavissa kirjakauppojen lisäksi Ursan nettikaupasta. Tampereen Ursan jäsenet voivat ostaa se syksyn yhteistilauksena jäsenhintaan.

Yhdysvalloissa valmistaudutaan auringonpimennykseen

Auringonpimennys vuonna 2006 Turkissa.
Kuva© Kari A. Kuure.

Ensi maanantaina, kello 18.47 Suomen aikaa, alkaa Tyynellä merellä auringonpimennys, jonka täydellisen pimennyksen vyöhyke ulottuu koko Pohjois-Amerikan mantereen poikki. Pisin pimennys on Clarksville nimisen kaupungin luoteispuolella. Ehkä hieman kuuluisampi kaupunki, Nashville on myöskin täydellisen pimennyksen vyöhykkeellä ja vain hieman kauempana pisimmän pimennyksen paikasta kuin Clarksville. Pimennys päättyy Keski-Atlantilla Kap Verden saarten lounaispuolella kello 0.04 seuraavan päivän puolella.

Yhdysvaltain länsirannikolla pimennys alkaa kello 19.04, syvin pimennysvaihe saavutetaan kello 20.17 ja pimennys päättyy 21.37, kaikki ajat Suomen aikoja.

Pisimmän pimennys on siis Yhdysvaltain itä-osassa Missourissa, jossa pimennys alkaa kello 19.55, syvin vaihe saavutetaan kello 21.25 ja pimennys päättyy kello 22.51. Täydellisen vaiheen kesto on

Yhdysvaltain itärannikolla Charlestonista koilliseen pimennys alkaa kello 20.17, syvin vaihe saavutetaan kello 21.47 ja pimennys päättyy kello 23.10, kaikki ajat jälleen Suomen aikoja.

Moni suomalainen ja tampereen ursalainenkin on matkustanut Yhdysvaltoihin seuraamaan pimennystä. Ehkä saamme terveiset syksyn aikana luettua Radiantista.

Kaavio täydellisestä pimennysvyöhykkestä Yhdysvalloissa.
Kuva NASA.

Paikalliset ihmiset ovat juhlistamassa pimennystä sankoin joukoin ja medioissa pimennystä on kuvattu “vuosisadan pimennykseksi”. Nimitys lienee oikeutettu, sillä edellisen kerran Yhdysvalloissa vastaavanlainen koko mantereen poikki Yhdysvaltain alueella ulottunut pimennysvyöhyke oli vuoden 1918 kesäkuun 8. päivänä, jolloin pimennyksestä nähtiin Yhdysvalloissa sen jälkipuolisko pisimmän pimennyksen alueen ollessa Tyynellä merellä Aleuttien eteläpuolella. Tämä pimennys ulottui Floridan itärannikolle asti.

Pohjois-Amerikassa on kyllä nähty vastaavanlaisia pimennyksiä kuin nyt maanantaina näkyvä, mutta vuoden 1963 heinäkuun 20. päivänä näkynyt pimennyksen täydellisyysvyöhyke kulki Alaskan ja Kanadan alueilla. Hieman pohjoisempaan kulkenut täydellisen pimennyksen vyöhyke oli vuonna 1972 heinäkuun 10. päivänä.

NASA on monessa mukana ja niin tälläkin kertaa. NASA-TV:n lähetykset (NTV-1 Public) alkavat kello 19 Suomen aikaa jatkuu pitkälle yöhön. Ohjelmassa seurataan pimennyksen etenemistä länsirannikolta itärannikolle ja vieraillaanpa myös Kansainvälisellä avaruusasemalla. NASA-TVn lähetystä voi seurata netistä osoitteessa https://www.nasa.gov/multimedia/nasatv/index.html#public

NASA-TVn lähetystä voi seurata myös Youtubesta https://www.youtube.com/watch?v=wwMDvPCGeE0 .

Jos mieluummin seuraat lähetystä mobiililaitteella, sekin onnistuu NASAn appilla, joiden latausosoitteet löytyvät nettisivulta https://www.nasa.gov/press-release/nasa-announces-television-coverage-for-aug-21-solar-eclipse .


Huomautukset

Suomessa täydelliset pimennykset ovat 1900-luvulla olleet vuonna 1945, heinäkuun 9 päivänä ja vuonna 1990 heinäkuun 22 päivänä. Jälkimmäisen pimennyksen täydellisyysvyöhyke alkoi suunnilleen Helsingistä ja eteni siitä kohti koillista.

Perseidien meteoriparvi maksimissaan

Perseidien meteoriparven meteorit näyttävät tulevan
Perseuksen tähdistön pohjoisosasta. Suomessa maksimin
aikaan säteilypiste liikkuu tähtitaivaan myötä
koillisesta kaakkoon yön aikana. Piirros © Kari A. Kuure.

Yksi tunnetuimmista meteoriparvista on perseidien parvi, joka saavuttaa maksiminsa vuosittain elokuun 12. päivän tienoilla. Näin tänäkin vuonna, sillä maksimin lasketaan olevan 12. päivänä iltapäivästä Suomen aikaa. Edellisenä ja maksimia seuraavana yönä taivaalla voi näkyä runsaasti kirkkaita ja hyvin nopeita meteoreja.

Meteoriparvet syntyvät komeetoista irronneista pienistä kivistä. Joukossa voi olla joskus myös hieman suurempia kappaleita, jolloin niiden aiheuttama meteori on myös hyvin kirkas. Irronnut kiviaines noudattelee suurin piirtein komeetan rataa kiertäessään Auringon ympäri, mutta Auringon valon paine ja planeettojen aiheuttamat gravitaatiohäiriöt muuttavat ajan kuluessa pölyvanan paikkaa. Jos komeetan rata on jossakin vaiheessa maapallon radan läheisyydessä, pölyvana voi siirtyä maapallon radalle ja silloin näemme avaruudesta tulevien pieneten kivien aiheuttamat valoilmiöt meteorisateena.

Runsaimpia meteoriparvia syntyy silloin, kun komeetan kiertoaika on suhteellisen lyhyt, yleensä alle 200 vuotta. Tällöin komeetta ehtii olemassa olonsa aikana täydentämään pölyvanaa jokaisella perihelin ohituksen aikana ja komeetan radan tuntumassa on useita erillisiä pölyvanoja, joista meteorit syntyvät vuorollaan. Perättäisinä vuosina ei välttämättä ole kyse siis samasta pölyvanasta kuin edellisinä vuosina. Joskus pölyvanat voivat lähes yhdistyä ja silloin voidaan nähdä meteoriparvella kaksi maksimia.

Komeetta

Komeetta Swift-Tuttle. Kuva NASA.

Perseidit ovat syntyneet komeetta 109P/Swift-Tuttle’n jättämästä pölyvanoista. Parvi on suhteellisen runsas, sillä sen ZHR=50–100 ja esimerkiksi viime vuonna ZHR-luku saavutti arvon noin 200. Kaikkien aikojen suurin ZHR-luku^[1] perseidien parvelle on 300.  ZHR-luku ei kerro kuitenkaan sitä, kuinka monta meteoria joku yksittäinen havaitsija voi nähdä tunnin aikana.

Komeetta 109P/Swift-Tuttle oli edellisen kerran perihelissä 14.12.1992. Sen kiertoaika on nykyisin 133,28 vuotta. Komeetan löysivät toisistaan riippumatta Lewis Swift (16.7.1862) ja Horace Tuttle (19.7.1862). Komeetan ytimen halkaisija on noin 26 km.

Ensimmäiset havainnot komeetasta on kiinalaisilta vuodelta 188 jaa. Silloin sen kirkkaudeksi^[2]on arvioitu M_v=0,1, eli melkoisen kirkas. Jo ennen ajanlaskun alkua siitä on arvioitu tehdyn havaintoja ainakin vuonna 69 eaa ja 322 eaa, jolloin se on nähty paljain silmin. Vuoden 1862 aikaan komeetta on ollut kirkkaudeltaan Pohjantähden luokka (M_v=2,2). Seuraavan kerran komeetta on perihelissä vuonna 11.7.2126. Silloin sen arvioidaan saavuttavan kirkkauden M_v=0,7 eli olisi paljain silmin havaittavissa.

Komeetan kiertoaika on suhteessa Jupiterin kiertoaikaan 1:11. Tästä syystä komeetta joutuu Jupiterin läheisyyteen joka 11. Jupiterin kierroksella. Tästä syystä komeetan kiertoaika muokkaantuu suhteellisen usein ja sen seurauksen kiertoaika voi ja yleensä muuttuukin ainakin jonkin verran. Nykyisen resonanssin arvellaan kestävä muutaman tuhannen vuoden ajan, sillä edellisen kerran isompi ratamuutos tapahtui noin 1000 vuotta sitten.

Swift-Tuttlen rata sivuaa maapallon rataa hyvin läheltä. Etäisyyttä ratojen välillä on lyhyimmillään noin 130 000 km, eli ainoastaan noin 1/3 Kuun etäisyydestä. Maapallon on joka vuosi tässä pisteessä ja sen vuoksi näemme meteoriparven vaikka itse komeetta olikin jossakin Jupiterin radan tuntumassa. Vuoden 2126 perihelin aikaan komeetan ja maapallon välinen etäisyys on lyhin elokuun 5. 2126, jolloin etäisyyttä on noin 0,153 au eli noin 22 900 000 km. Seuraava perihelin ohitus on vuonna 2261 ja silloin etäisyys komeetta on lyhyin elokuun 24. 2261 ja se on 0,147 au eli noin 22 000 000 km. Näkyvissä olevassa tulevaisuudessa komeetta sivuuttaa maapallon vain miljoonan kilometrin etäisyydeltä vuonna 3044.

Komeetta 109P/Swift-Tuttle on yksi vaarallisimmista tunnetuista komeetoista, sillä se sivuuttaa maapallonradan hyvin läheltä ja tulevaisuudesta ei voi olla kovinkaan varma, sillä komeettojen radat muuttuvat hyvin usein. Swift-Tuttlen kohdalla kyse ei ole edes kovinkaan suuresta tarvittavasta muutoksesta, jolloin törmäys maapalloon toteutuisi. Komeetan ytimen koko on yli kaksinkertain mitä 65 miljoonaa vuotta sitten maapalloon törmänneen asteroidin lasketaan olleen. Komeetan vaarallisuutta lisää sekin seikka, että maapallon ja komeetan välinen suhteellinen nopeus on noin 60 km/s, joten laskennallisesti törmäyksessä vapautuva energiamäärä olisi noin 27-kertainen jo mainittuun 65 miljoonaa vuotta sitten tapahtuneeseen törmäykseen verrattuna.

Havaitseminen

Meteorien havaitseminen on periaatteessa yksikertaista. Etsiydytään vain pimeään paikkaan, josta näkyvyys taivaalle on mahdollisimman laaja-alaista. Mukaan täyty ottaa lepotuoli, lämmintä vaatetta ja makuupussi ja muistiinpanovälineet. Sitten vain taivaalle tuijottamaan ja merkitään ylös kaikki nähdyt meteorit, jotka kuuluvat perseidien parveen, varttitunnin jaksoissa. Taivaalle on katsottava herkeämättä, sillä meteorit ovat lyhytaikaisia, yleensä alle sekunnin kestäviä. Poikkeuksena ovat harvoin nähtävät tulipallot, joiden kesto on jonkin verran pitempi.

Valokuvaaminen on jo toinen juttu. Tarvitset järjestelmäkameran, jossa pitäisi käyttää mahdollisimman laajakulmaista (lyhyt polttovälistä) objektiivia. Näin saadaan mahdollisimman paljon taivasta tallentumaan kuvaruutuun. Kamera asetetaan jalustalle ja suunnataan mahdollisimman pimeään kohtaa taivasta, yleensä suhteellisen korkealle. Käytetystä objektiivista hieman riippuen, kameran voi suunnata jopa aivan zeniittiin. Meteorit näyttävät tulevan Perseuksen tähdistön pohjoispuolelta mutta niitä näkyy yleensä missä suunnassa tahansa. Myös satunnaisia meteoreja voi näkyä mutta ne eivät tule perseidien radiantin^[3] suunnasta. Elokuun alkupuolella on kolmen muunkin meteoriparven meteoreja aktiivisesti näkyvissä, joten nekin voi laskea jos ne tunistaa.

Tarvitset vielä yhden tärkeän lisätarvikkeen, nimittäin sekveksilaukaisimen. Laukaisimella voidaan ottaa kuvia jatkuvasti ilman, että olet itse kiinni lankalaukaisimessa. Kameran herkkyydeksi asetetaan suhteellisen suuri herkkyys, esimerkiksi ISO 800 tai jos kohinaa ei synnyt häiritsevän paljoa, herkkyyttä voi nostaa vielä tästäkin. Herkkyyden noston huonopuoli on se, että taivas ylivalottuu helposti jos valotusaika on liian pitkä. Parasta olisikin jos valokuvatessa pystyy seuraamaan kuin vaalea taivaasta tulee. Hyvä lähtökohta on että valotusaika olisi noin 20 sekuntia mutta sitä pitää säätää koekuvien perusteella.

Jos suunnittelet kuvaavasi pitkään tai peräti koko pimeän ajan, niin silloin tarvitset vielä objektiivin lämmittimen, joka estää huurteen muodostumisen linssin pinnalle. Luonnollisesti myös itseä tulee huoltaa ja kuuma juoma termoksessa on lähes välttämätöntä.

---

Jos onnistut kuvaamaan perseidejä, niin niitä voit lähettää Radiantin toimitukseen julkaistavaksi.

Huomautukset

[1] ZHR-luku on laskennallinen arvo, jolla voidaan verrata meteoriparveja keskenään ja samaakin parvea eri vuosina. Kiinteällä visuaalisella havaitsemisella hyvissä havainto-olosuhteissa yksi yksittäinen havaitsija voi havaita ehkä neljäsosan ZHR-luvun ilmoittamasta määrästä lyhyen maksimin aikana.  Heikommat havainto-olosuhteet ja e-niin-tarkkaavainen havaitseminen pudottaa havaittujen meteorien määrän jopa kymmenesosaan. Meillä Tampereella havainto-olosuhteita heikentää vielä kesäisen vaalea taivas ja Tampereen keskustan valot, jolloin ainoastaan kirkkaimmat meteorit on mahdollista havaita huolimatta siitä, että perseidien säteilypiste (radiantti), eli kohta mistä meteorit näyttävät taivaalta tulevan, on korkealla taivaalla illan pimentyessä.

[2] Komeettojen kirkkausluokitus on sama asteikko kuin muillakin tähtitaivaan kohteilla. Komeetat kuitenkin poikkeavat muista kohteista siinä, että niiden kirkkaus jakaantuu paljon laajemmalle alueelle kuin pistemäisten tähtien. Tästä syystä komeettojen paljain silmin näkyvyyden raja ei ole tähtien Mv=6,5 vaan paljon korkeampi. Myös komeetan koman (perihelin läheisyydessä syntyvän ilmakehä) rakenne vaikuttaa näkyvyyteen. Jos komassa ei ole tiivistynyttä keskustaa, komeetan täytyy olla paljon kirkkaampi kuin jos siinä on tiivistynyt keskusta.

[3] Radiantti on säteilypiste jossa meteorien tulosuuntaan jatkamalla päädytään samaan pisteeseen. Avaruudesta tulevien kivien suunta on kyllä yhdensuuntainen, mutta perspektiivistä johtuen ne näyttävät tulevan samasta pisteestä. Ilmiö on sama jos seisot junan raiteilla: ne ovat varmasti samansuuntaisia mutta horisontissa ne näyttävät yhtyvän. Asiaa vielä selvittää mielikuva, jossa seisot käytöstä poistetulla ratapihalla. Ratapihalla on ollut lukuisia raiteita vierekkäin mutta suurin osa raiteista on poistettu. Siellä täällä on kuitenkin yksittäisiä kiskon pätkiä jäljellä, jotka edelleen osoittavat samaan pisteeseen horisontissa. Nämä kiskon pätkät vastaavat meteoreja.

Kuu pimenee osittain

Osittaisen kuunpimennyksen vaiheet on selostettu
tekstissä. Kuva © Kari A. Kuure.

Ensi maanantaina, 7.8.2017 nähdään sään sen mahdollistaessa osittainen kuunpimennys. Tosin, pimennyksen syvin vaihe ehtii mennä ennen kuin Kuu nousee Tampereen horisontista. Mutta osittaista pimennystä voimme kuitenkin havainnoida noin 40 minuutin ajan.

Kuu sivuuttaa maapallon varjon sen pohjoisosassa, joten pimentyminen näkyy selvimmin Kuun eteläisellä pallonpuoliskolla. Täysvarjo näkyy kuunpinnan tummana värinä ja puolivarjo pohjoisella puoliskolla Kuuta on hieman punertava. Puolivarjon väri johtuu siitä, että Kuu saa sillä alueella valaistuksensa osittain maapallon ilmakehän läpi. Punertava se on samasta syystä kuin miksi auringonlaskut ovat punertavia: ilmakehä sirottaa kaikki muut valonaallonpituudet pois.

Paras tapa kuunpimennyksen havaitsemiseen on valokuvata sitä. Koska Kuu on lähellä horisonttia, myös maisemallisia tekijöitä voisi miettiä havaintopaikkaansa valitessa. Sopivia havaintopaikkoja ovat aukeat niityt ja järvet, joista avautuu esteetön näköala itä-kaakkoon. Tässä suhteessa tähtitorni, vaikka näkyvyyttä riittääkin, ei ehkä ole se kaikkein paras havaintopaikka, sillä idän ja kaakon välissä ovat TAYSin korkeat rakennukset.

Kuunpimennyksen vaiheet ovat (vertaa kuvaan):

1.       Puolivarjopimennys alkaa kello 18.50

2.       Osittainen täysvarjopimennys alkaa kello 20.23

3.       Pimennys on syvin kello 21.20

Kuunnousu kello 21.36, korkeus 0°

Auringonlasku kello 21.46, korkeus 0° 23’

4.       Osittainen täysvarjopimennys päättyy kello 22.18, korkeus 3° 16’

5.       Puolivarjopimennys päättyy kello 23.51, korkeus 9° 2’

Seuraava Tampereella näkyvä täydellinen kuunpimennys on 27.7.2018, jolloin kuunnousu on kello 22.11 ja täysvarjopimennys alkaa kello 22.30.

---

Radiantti julkaisee mielellään lukijoitten ottamia kuvia tästäkin tapahtumasta.

Aktiivinen alue AR12665 kääntyi näkyville

Aurinko 2.8.2017. Kuva on otettu linssikaukoputkella, aurinko-
ja kontinuum-suotimilla, kamerana oli kännykkä.
Kuvan itä-länsisuunta on vaihtnut kaukoputken kokoonpanosta
johtuen. Kuva © Kari A. Kuure.

Parisen viikkoa sitten Auringon kiertyminen vei pilkkuryhmän 2665 Auringon meille näkymättömälle puolelle. Pyöriminen on tuonut aktiivisen alueen jälleen meille näkyvälle puolelle ja palatessaan pilkkuryhmä sai uuden tunnuksen. Se on nyt 2670.

Pilkkurymä on kokenut uudistumisen viimepäivinä, sillä se on nyt perinteinen hyvin muodostunut pilkku jossa on umbra ja penumbra. Sen lisäksi välittömässä läheisyydessä on toinen pienempi pilkku ja ympärillään fakuloita.

Pilkkuryhmä 2670 on kaunismuotoinen ja perinteinen,
jos voi nähdä mm. Wilsonin efektin.
Kuva Nasa/SDO.

Esiin kääntynyt aktiivinen alue AR12670 tuottaa jonkin verran
röntgensäteilyä vaikka suurempia purkauksia ei alueella ole
tapahtunutkaan. Kuva GEOS-13.

Pilkkuryhmä 2665 on edelleen aktiivinen

27.7.2017 tapahtunut CME-purkaus. Kuva Nasa/SDO.

Heinäkuun alkupuolella Auringossa oli näkyvissä iso pilkkuryhmä AR12665^[1]. Se oli kooltaan niin suuri, että sen pystyi näkemään paljain silmin, luonnollisesti aurinkosuotimen läpi. Se kiertyi Auringon näkyvän länsireunan taakse heinäkuun 17 päivänä, mutta ei kuitenkaan kadonnut mihinkään. Ja se on edelleen olemassa ja aktiivinen. Tästä saatiin osoitus eilen, kun SDO^[6] tallensi Auringosta lähteneen kohtuullisen voimakkaan CME-pilven^[2].

STEREO-A-luotain^[7] Aurinkoa kiertävällä radallaan on noin 130 astetta maapallosta itään ja pystyy tallentamaan näkymiä Auringoista meille näkymättömältä puolelta. Luotain onnistui tallentamaan pilkkuryhmän alueella tapahtuneen flare-purkauksen^[3] ja siihen liittyneen CME-pilven synnyn.

Aktiivinen alue AR12265 oli suurimmillaan ollessaan kooltaan 710 miljoonasosaa^[5], jonka se saavutti heinäkuun 10 päivänä. Ilmeisesti ensimmäinen pilkku syntyi aktiiviselle alueella heinäkuun 4 päivänä alueen kiertyessä samaan aikaan meille näkyvälle puolelle Aurinkoa. Koon kasvu oli siis suhteellisen nopea.

Auringonpikkurthnä 2665. Kuva © Kari A. Kuure.

Tämän jälkeen kehitys oli päinvastaista, mutta merkittävästi hitaampaa. Pilkkuryhmän koko pieneni niin, että sitä ei pystynyt näkemään enää paljain silmin heinäkuun 15 päivänä. Pilkkuryhmällä oli kyllä kokoa vielä 460 miljoonasosaa, joten keskellä Auringon kiekkoa se olisi vielä paljain silmin näkynyt. Pilkkuryhmä oli kuitenkin kiertynyt jo niin paljon kohti Auringon länsireunaa, että pinnan kaarevuus pienensi pilkkuryhmän näkösäteen suuntaista projektiota palajin silmin näkemisen rajan alapuolelle. Länsireunan pilkkuryhmä saavutti heinäkuun 17 päivänä ja sen koko oli silloin 340 miljoonasosaa.

Mitä sen jälkeen tapahtui. Mielenkiintoista on se, että pilkkuryhmän koon pieneneminen päättyi ja alueen koko kasvoi. Jo heinäkuun 18 päivänä sen koko oli kasvanut 450 miljoonasosaan. Koko oli sama myös seuraavana päivänä. Tämä jälkeen kokotietoja ei ole julkaistu.

Pilkkuryhmä 2665. Kuva Nasa/SDO.

Aktiivisiin alueisiin liittyy aina niiden kyky tuottaa flare-purkauksia. Niitä on myös AR12665 tuottanut lähes päivittäin. Heti synnyttyään aktiivisella alueelta havaittiin maksimissaan C1,1-luokan purkaus, seuraava C1,0-luokan^[4] purkaus tapahtui heinäkuun 7 päivänä. Tämän jälkeen pilkkuryhmä sai ”puhtia koneeseen” ja alueelta havaittiin C3,4-luokan purkaus. Voimakkain purkaus oli heinäkuun 9 päivänä, sille mitattiin arvoksi M1,3. Samana päivänä tapahtui neljä C-luokan purkausta. 

Heinäkuun 10 päivänä oli rauhallista, sillä aktiivinen alue tuotti vain yhden C1,5-luokan purkauksen ja seuraavana päivänä havaittiin vain yksi C1,2-luokan purkaus. Heinäkuun 13 päivänä rekisteröitiin neljä C-luokan purkausta, voimakkain niistä oli C8,4.

Pilkkuryhmän aktiivisuus jatkui ja heinäkuun 14 päivänä havaittiin toistaiseksi voimakkain purkaus, joka oli M2,4-luokkaa. Samana päivänä oli vielä yksi vaatimattomalta tuntunut C1,4-luokan purkaus. Seuraavana päivänä tapahtui viisi C-luokan purkausta, joista voimakkain oli C5,8. Samoin seuraavana päivänä oli viisi purkausta, voimakkain C3,2.  Ennen katoamistaan heinäkuun 17 päivänä Auringon länsireunan taakse, aktiivinen alue tuotti vielä pari purkausta joista voimakkain oli C2,3-luokaa. 

Aktiivinen alue pysytteli vieläkin aktiivisena ja tuotti heinäkuun 18 päivänä viisi C-luokan purkausta, voimakkaimman ollessa C2,1. Ilmeisesti myös 19. heinäkuuta alueella havaittiin pari purkausta, voimakkaimman ollessa C2,8-luokkaa mutta tätä ei pilkkuryhmälle enää kirjattu.

Auringon seimisiin värähtelyihin perustuva kartta meille näkymättömästä
puoliskosta. Kuva Nasa/SDO.

Auringon meille näkymättömästä puolesta saadaan tietoja paitsi Stereo-A-luotaimesta, niin myös Auringon seismisiin värähtelyihin perustumista kartoista. Vaikka karttojen tarkkuus ei ole kummoinen, niin suuret aktiiviset alueet siinä näkyvät. Näin näkyy myös aktiivinen alue AR12665. Se on tällä hetkellä noin 60 astetta Auringon kiekon itäreunan takana ja kiertyy sieltä näkyville noin viikon kuluttua. Ja kuten tämä jutun alussa kerroin, alue on edelleen aktiivinen ja tuottaa niin flare- kuin CME-purkauksia.

Huomautukset

[1] Auringossa näkyvät alueet merkitään tunnuksin joissa AR merkitsee alueen luonnetta, tässä tapauksessa aktiivista aluetta. Numerosarja on juokseva ja tällä hetkellä niitä on havaittu yli 12 tuhatta tällä auringonpilkkujaksolla.  Käytännön syistä ja etenkin pelkästä pilkkuryhmää tarkoittaen kuitenkin tunnuksesta jätetään kirjoittamatta näkyviin alkukirjaimet ja ensimmäinen numero. Näin aktiivisesta alueesta AR12665 tuleekin pilkkuryhmä 2665. Jossain yhteydessä auringonpilkkuryhmästä voidaan käyttää merkintää SP2665.

[2] CME-purkaus ja siihen liittyvä pilvi. Lyhenne CME tulee englanninkielisistä sanoista Coronal Mass Ejection, eli koronamassapurkaus. Yleensä käytetään lyhennettä CME. Purkaus syntyy aktiivisilla alueilla magneettikentän ilmiöiden nostaessa miljardeja tonneja aurinkoainetta, plasmaa, avaruuteen. Keskimääräinen CME-pilven massa on 1,6×10¹² kg mutta haarukka on laaja.

[3] Flare-purkaus on Auringon pinnalla tapahtua ”magneettinen oikosulku”, virallisesti magneettisen silmukan uudelleen kytkeytyminen. Purkauksessa vapautuu sähkömagneettisena säteilynä suuri määrä magneettikenttään varastoitunutta energia, joka kiihdyttää runsaasti protoneita lähes valon nopeuteen ja myös kuumentaa paikallisesti plasman kymmenien miljoonien asteiden lämpötilaan.

[4] Flare-purkauksen voimakkuus määrittyy sen vapauttaman energiatiheyden mukaan seuraavasti: A >10^-8 W/m² , B >10^-7 W/m² , C >10^-6 W/m² , M >10^-5 W/m²  ja X >10^-4 W/m² . Merkinnässä on mukana myös kerroin, jolla em. tehokerroin täytyy kertoa, esimerkiksi merkintä M2,4 tarkoittaa purkausta jonka voimakkuus on 2,4×10^-5 W/m². Teho mittaus tehdään GEOS-15 satelliitilla.

[5] Pilkkuryhmän kokoa mitataan Auringon näkyvänpinnan miljoonasosina. Mikä pilkkuryhmä sitten näkyy paljain silmin, on tietysti havaitsijan näkökyvystä kiinni? Itselläni raja on suunnilleen 400 miljoonasosassa, mutta omaan näkökykyynsä voi olla tyytyväinen jos näkee kooltaan noin 700 miljoonasosan kokoisia pilkkuryhmiä. Näin isot ryhmät ovat kuitenkin harvinaisia.

[6] SDO on Solar Dynamics Observatory, jonka havaintopaikka on avaruudessa noin 1,5 miljoonan km etäisyydellä maapallosta LagRangen pisteessä. Tehtävänsä SDO aloitti vuonna 2010 ja sen tehtävänä on havaita Aurinkoa hyvin monilla eri aallonpituusalueilla.

[7] STEREO-A ja STEREO-B (Solar TErrestrial RElations Observatory) ovat Aurinkoa kiertävällä radalla, maapallon radan tuntumassa kiertäviä luotaimia, jotka tekevät havaintoja Auringosta. Luotaimet ovat tällä hetkellä noin 130 asteen etäisyyksillä maapallosta, STEREO-A Auringon itäpuolella ja STEREO-B länsipuolella.

Havaitse Venusta

Venuksen vaiheet muistuttavat Kuun vaiheita, ja on
helposti havaittavissa pienelläkin kaukoputkella.
Kuva © Kari A. Kuure.

Kirkas naapurimme, Venus, on aamutaivaalla. Sen paras havaintoaika on kello 3 tietämillä, jolloin Aurinko on vielä yli kuusi astetta horisontin alapuolella. Venus itse on noin 10 asteen korkeudella koillisen ja idän välissä. Syksyn aikana parhaan havaintoajan selvittämiseen tarvitaan jonkinlaista planetaario-ohjelmaa, esimerkiksi Stellarium’ia tms.

Venuksen näkyminen aamutaivaalla jatkuu koko syyskauden ajan, sillä planeetan elongaatio pienenee hitaasti (kuten aina läntisen elongaation aikana) ja se saavuttaa yläkonjunktion ensi vuonna tammikuun 9 päivänä. Silloin se on kuitenkin Auringon eteläpuolella ja havainnot joudutaan tekemään päiväolosuhteissa ja Venuksen näkyessä hyvin lähellä horisonttia. Jo paljon ennen sitä, marraskuun lopulla, Venus alkaa olla sen verran lähellä Aurinkoa, että planeetan löytäminen aamutaivaalta voi olla ylipääsemättömän vaikeaa. Tällöin on turvauduttava goto-ohjattuun kaukoputkeen ja havainnot joutuu tekemään päivällä.

Venuksen peittää noin 50 km korkeudessa oleva rikkihappopilvi. Niinpä pinnan yksityiskohtia ei pystytä näkemään. Jos kaukoputken varustaa ns. Venus-suotimella (BA UV2), voi yrittää havaita Venuksen pilvipeitteen kuvioita. Ne näkyvät vain violetissa valossa, jonka aallonpituus on lähellä uv-valon aallonpituuksia (300–400 nm). Haittapuolena on, että suodin on tumma ja sen käyttö edellyttää kookasta harrastajaputkea.

Sen sijaan Venuksen vaihe on helposti havaittavissa, siihen tarvitaan pieni kaukoputki. Tällä hetkellä Venus näkyy soikeana kuten amerikkalainen jalkapallo: sen Aurinkoon suuntautunut (itä)reuna on täysin valaistunut mutta länsireunalla valaistusta riittää vain noin puoliväliin. Loppua emme näe, sillä se on Venuksen yöpuolella. Elongaation pienetessä Venuksesta tulee aina vain pyöreämpi ja lopulta yläkonjunktion aikaan planeetta näyttäytyy meille pyöreänä.

Venuksen kirkkaus pysyttelee koko syyskauden samana. Tämä johtuu kahdesta ilmiöstä, jotka kumoavat toisensa. Tällä hetkellä Venuksen kirkkaus on -3,9^m ja etäisyyttä on 1,1 au. Syksyn aikana meille näkyvän valaistuneen pinnan koko kasvaa ja tästä pitäisi seurata myös kirkkauden kasvu. Mutta, syksyn aikana Venuksen etäisyys meistä kasvaa, ja se vähentää kirkkautta. Yläkonjunktion aikana Venuksen etäisyys on 1,7 au ja kirkkaus -3,8^m.

---

Julkaisemme Radiantissa hyvin mielellämme lukijoiden ottamia kuvia Venuksesta tai mistä tahansa tähtitaivaan kohteesta. Voit lähettää niitä Radiantin sähköpostiin. Ja muista – kuvien tekijänoikeuksien täytyy olla kuvan lähettäjällä!