Avoimet tähtijoukot

Perseuksen kaksoisjoukko (NGC 869 ja 884) on hieno kiikari
kohde. Kuva Wikimedia Commons.

Teksti Kari A. Kuure

Avoimet tähtijoukot ovat tähtienvälisestä kaasu- ja pölypilvestä muotoutunut tähtijoukko. Yhdessä joukossa voi tavallisesti olla tähtiä muutamasta kymmenestä muutamaan sataan, mutta on olemassa joitakin joukkoja, joissa on useita tuhansia tähtiä. Massiivisin tunnettu joukko on Westerlund 1^[1], jonka massaksi on arvioitu 63 000 auringonmassaa (ja noin 100 000 tähteä). 

Linnunradasta tunnetaan noin 1100 avointa joukkoa mutta niiden todellisen määrän arvioidaan olevan noin 10 000. Selitys on yksinkertainen, sillä emme kykene havaitsemaan Linnunradan kierteishaarojen peittämiä joukkoja. Tunnetut avoimet joukot sijaitsevat yleensä Linnunradan kierteiden tasossa tai ainakin hyvin lähellä sitä. Suurimmat poikkeamat galaksimme kierteiden tasosta on vain noin 180 valovuotta.

Muodostuminen ja kehittyminen

Avoimet tähtijoukot, kuten kaikki muutkin tähdet ovat syntyneet tähtivälisessä avaruudessa olleesta (molekyylisestä) kaasu- ja pölypilvestä. Joukon tähdet ovat syntyneet suunnilleen yhtä aikaa.  Tähtien muodostuminen alkaa, kun pilven molekyylitiheys ylittää 10 000 molekyyliä kuutio senttimetrissä. Ennen tähtien syntymistä pilvi pysyy tasapainossa (luhistumatta) magneettikenttien, virtausten turbulenttisuuden ja pyörimisen vaikutuksesta.

Tasapainotila on hyvin herkkä ja melkein mikä tahansa ilmiö voi käynnistää pilven luhistumisen ja tähtien tiivistymisen. Pilven läheisyydessä on voinut räjähtää supernova, jonka jäännösten törmätessä pilveen se aiheuttaa luhistumisen. Muita luhistumisen aiheuttavia tapahtumia voi olla lähitähden ohitus tai vaikkapa vaeltavan planeetan tunkeutuminen pilveen. Tähtien muodostuminen voi käynnistyä myös ilman ulkoista syytä.

Luhistuvaan pilveen syntyy useita kymmeniä tai satoja tiivistymisytimiä, joista myöhemmin muodostuu tähtiä.  On kuitenkin huomattava, että aivan koko pilvi ei luhistu, vaan ainoastaan 1–10 % pilven tilavuudesta. Kaiken kaikkiaan 30–40 % pilven massasta voi päätyä tähtiin, lopun materian jäädessä edelleen avaruuteen.

Pilven luhistumisessa vapautuu lämpöä. Jos näin ei tapahtuisi, luhistuminen päättyisi hyvin nopeasti ja tähtiä ei syntyisi.  Luhistumisen tuloksena syntyy laaja kirjo tähtiä, joista osa on massiivisia. Ne tunnetaan OB-tähtinä, syntyneiden tähtien spektriluokan mukaan. Nämä tähdet säteilevät synnyttyään voimakkaasti uv-sätelyä, joka ionisoi vielä avaruudessa olevan molekyylisen vedyn, josta syntyy H II alueita. Ionisoitunut vety säteilee punaista valoa, joka on hyvin tuttu monista kauniista sumukuvista jokaiselle meistä.

Tähtien voimakkaalla säteilyllä on toinenkin vaikutus: valon paine. Se työntää jäljelle jääneen kaasun äänennopeudella kauas avaruuteen.  Joukossa olevien massiivisten tähtien ikä pääsarjassa on vain joitakin miljoonia vuosia ja eipä aikaakaan, kun ensimmäiset niistä räjähtelevät supernovina (tyyppi 2).

Tiivistyvät tähdet syntyvät samasta kaasu- ja pölypilvestä. Tämä tarkoittaa sitä, että syntyvien tähtien metallipitoisuus^[2] on kaikilla sama. Tämä auttaa määrittämään joukkoihin kuuluvat tähdet, joista jotkut voivat olla suhteellisen kaukana muusta joukosta.

Muutaman miljoonan vuoden kuluessa kaikki tähtiin sitoutumaton kaasu ja pöly ovat päätynyt ympäröivään avaruuteen valonpaineen ja supernovien vaikutuksesta. Tähtien muodostumien päättyy viimeistään tässä vaiheessa. Näin ollen tähtien muodostuminen on hyvin lyhytaikainen ilmiö, joten voimme pitää joukon kaikkia tähtiä saman ikäisinä.

Vaikka avoimen tähtijoukon tähdet syntyvät yhdessä, on niiden keskinäinen gravitaatio kuitenkin sen verran vähäistä, että joukko hajoaa ennemmin tai myöhemmin, viimeistään siinä vaiheessa kun ylijäänyt kaasu on poistunut avaruuteen. Näkemissämme tähtijoukoissa on enää jäljellä vain rippeet niissä syntyneistä tähdistä, esimerkiksi Seulasten arvioidaan menettäneen jo tässä vaiheessa 2/3 alkuperäisestä tähtimäärästä. Tähtijoukosta poistuneista tähdistä tulee Linnunradassa kiertäviä tähtiä.

Ei ole mitenkään harvinaista, että kaksi avointa tähtijoukkoa syntyy samaan aikaan yhdestä isosta kaasu- ja pölypilvestä. Tällainen esimerkki on Perseuksen kaksoistähtijoukko ja Hyadit ja Praesepe ovat tällaisia kaksoisjoukkoja. Jälkimmäiset ryhmät näyttävät syntyneen noin 625 miljoonaa vuotta sitten samasta pilvestä. Tällaisia kaksoisjoukkoja tunnetaan hieman yli kymmenen Linnunradassa mutta niitä lienee todellisuudessa kymmenkertainen määrä.

Linnunradan ulkopuoleltakin on löydetty joitakin kaksoistähtijoukkoja. Esimerkiksi Suuressa Magellanin pilvessä ovat joukot Hodge 301 ja R136, jotka ovat syntyneet Tarantula sumusta. Supernova SN1987A sijaitsi myös tässä sumussa.

Rakenne ja luokittelu

NGC265 on näyttävän näköinen avoin tähtijoukko Suuressa
Magellanin pilvessä. Kuva Wikimedia Commons.

Useimpien avoimien tähtijoukkojen ytimessä on suhteellisen tiivis ydin, jonka halkaisija on vain 3–4 valovuotta. Ydintä ympäröi paljon laajempi harvakseltaan tähtiä sisältävä vyöhyke, joka ulottuu 20–30 valovuoden etäisyyteen tai jopa laajemmalle. Ytimen tähtitiheys on noin 1,5 tähteä kuutiovalovuodessa (vv³), kun se Auringon ympäristössä on 0,003 vv³.

Nuoriin avoimiin tähtijoukkoihin liittyy usein sumu. Se on tähdet synnyttäneen kaasu-ja pölypilven jäänne, joka ei vielä ole ehtinyt hajota kokonaisuudessaan avaruuteen. Sumu on usein heijastussumu (Seulaset) mutta siinä voi olla myös osia ionisoituneesta vedystä (HII-alueet). Ionisoituneen vedyn vyöhyke riippuu kirkkaiden tähtien säteilyvoimakkuudesta ja pölyn etäisyydestä tähtiin. Seulasissa H II alueita ei ole havaittu.

Avoimet tähtijoukkojen luokittelu alun perin sveitsiläisen tähtitieteilijän Robert Trumpler’in (1886–1956) käsialaa vuodelta 1930. Hänen luokittelujärjestelmän perustuu kolmeen tekijään, joista ensimmäinen joukon tiivistymisastetta verrattuna ympäröivään tähtijoukkoon. Tämä arvo ilmaistaan roomalaisilla numeroilla I–IV (voimakas – heikko tiivistymä). Toinen parametri on kirkkaiden tähtien alueen koko ja arvot ovat 1,2 ja 3 (pienestä suureen). Kolmas parametri on kirkkaiden tähtien runsaus, joka ilmaistaan kirjaimilla p, m ja r (vähän, keskimääräinen ja runsas tähtinen). Jos tähtijoukkoon liittyy sumu, niin se ilmaistaan n-kirjaimella.

Luokittelu esimerkiksi Seulasten joukolle on I3rn ja suomeksi tulkittuna, Seulaset on voimakkaasti keskittynyt, kirkkaita tähtiä on runsaasti ja ne ovat sijoittuneet laajalti ja joukossa on sumu. Hyadit puolestaan on tyypiltään II3m, suomeksi jotain sellaista, että joukko on jonkin verran hajonnut, kirkkaita tähtiä on laajalti ja tähtiä on jonkin verran. Luokittelu ei ainakaan ”auki kirjoitettuna” tunnu kovinkaan tarkalta.

Tähdet

Avoimien joukkojen kirkkaimmat tähdet ovat yleensä hyvin nuoria OB-luokan tähtiä. Niitä voi olla melkoisen runsaasti mutta joukot ei kuitenkaan koostu pelkästään niistä, sillä tähtijoukoissa on aivan tavallisia tähtiä. Vanhemmissa tähtijoukoissa on myös keltaisia (Auringonkaltaisia) tähtiä ja joissakin erityisissä joukoissa punaisia superjättiläisiä.   

Jotkut joukkojen (avoimien kuin pallomaisten) tähdistä näyttävät olevan paljon nuorempia kuin muut tähdet. Pallomaisissa joukoissa tämä ei ole mikään ihme, sillä tiheässä ytimessä tapahtuu tähtien yhteentörmäyksiä ja tuloksena on sinisiä vaeltajia (blue stragglers). Avoimissa joukoissa tähtitiheys ei kuitenkaan pysty selittämään niiden olemassa oloa, vaikka tähtien keskinäisiä vuorovaikutuksia (gravitaatio) tapahtuukin runsaasti. Niinpä selitykseksi on tarjottu kaksoistähtien yhteensulautumista.

Avoimissa tähtijoukoissa on myös ruskeita kääpiöitä, siis tähtiä, joiden massat ovat liian vähäisiä mahdollistaakseen ytimissä tapahtuvan ydinfuusion. Ruskeita kääpiöitä voi olla runsaastikin, mutta niiden yhteenlaskettu kokonaismassa on hyvin pieni osa joukon kokonnaismassasta.

Yksi erityinen piirre avoimissa joukoissa vielä on. Niissä ei näyttäisi olevan valkoisia kääpiötähtiä.  Ilmeisesti niiden puute selittyys sillä, että tähtien saavuttaessa punaisen jättiläistähtivaiheen, niiden laajentunut kuorikerros ei olekaan symmetrinen ja syntyvät valkoiset kääpiöt saavat luhistuessaan vähäisen liike-impulssin ja sen vaikutuksesta valkoiset kääpiöt poistuvat avoimesta joukosta.

Mielenkiintoisia tähtijoukkoja havaittaviksi

Monet avoimet tähtijoukot ovat hyviä kiikari tai kaukoputki kohteita. Messierin luettelossa on 26 avointa joukkoa, joista on helppo valita havaittavat kohteet. Kirjassa Henriksson –Mäkelä: Messierin kohteet on annettu runsaasti tietoa kohteiden ominaisuuksista, joten sitä voi käyttää ensimmäisenä lähdeteoksena aloittaessa avoimien tähtijoukkojen havainnointia.

Seulaset (M45) on varmaankin tähtitaivaan tunnetuin avoin
joukko. Kuva Wikimedia Commons.

Seulaset on kaikkien tuntema avoin tähtijoukko. Sillä on useita nimiä suomenkielisen lisäksi. Se tunnetaan myös englanninkielisestä nimestään Plejadit (Plejads), kreikkalaisen taruston mukaan ne tunnetaan Seitsemänä sisaruksena ja tietysti Messier luettelon mukaan M45. Tähtijoukkoa on myös luultu (virheellisesti) Pikku Otavaksi. Suomalaisilla on tähtijoukolle ollut myös muita nimiä kuten Väinämöisen virsu, tai Väinämöiset. Ehkä hauskin nimitys on Paukkusen tasku; olisiko Paukkusen taskuissa ollut reikiä yhtä monta kuin kirkkaita tähti on Seulasissa.

Historiallisesti Seulaset on tunnettu jo antiikin Kreikassa, jossa ne mainitaan Homeroksen päätyöksi muotoutuneessa Ilias ja Odysseus -teoksessa. Tarun mukaan Orion jahtasi seitsemää kuvan kaunista sisarusta. Nuoret neidot eivät kuitenkaan pitäneet (metsästäjänä tunnetusta) Orionista, jonka sinnikkyys valloitusyrityksissään muuttui aina vain kiusallisemmaksi. Lopulta Orion juotti yhden neidoista, Meropen, humalaan ja epäonnistuttuaan jälleen kerran viettely-yrityksessä raiskasi tämän.

Tämän jälkeen neidot kääntyivät Zeuksen puoleen pyytäen suojelusta pahemman kohtalon estämiseksi. Zeus suostuikin neitojen pyyntöön ja muutti heidät kyyhkyiksi ja sijoitti parvena taivaalle. Tämä ilmeisesti tapahtui kuitenkin vasta myöhemmin, sillä Meropen tiedetään ottaneen miehekseen tavallisen kuolevaisen, ja tästä syystä hänen nimeään kantava tähti on suhteellisen himmeä (M_v=4,17).

Sisarukset ja Seulasten tähdet ovat: Alcyone, Sterope, Celaino, Electra, Maia, Merope ja Taygete. Sisarukset ovat saaneet seurakseen myös vanhempansa, jotka ovat tähdet Atlas (isä, myyttinen taivasta kannatteleva titaani) ja Pleione (äiti).

Seulasten etäisyys on 440 valovuotta, halkaisija 14 valovuotta, joukon massa on noin 800 auringonmassaa ja ikä noin 100 miljoonaa vuotta. Joukko hajoaa hiljalleen kokonaisuudessaan noin 150 miljoonan vuoden kuluessa. Kaikki nimetyt tähdet ovat B-spektriluokan tähtiä, lukuun ottamatta 24 Tauri (A0 V) ja 26 Tauri (F0) -tähtiä. Joukkoon kuuluu noin 25 % ruskeita kääpiöitä, mutta niiden yhteenlaskettu massa on vain noin 2 % kokonaismassasta.

Seulasten joukosta otetuissa valokuvissa nähdään tähtien ympäristössä myös sinisenä hohtava sumu. Se on tähtien muodostumisen aikana ylimääräiseksi jäänyttä pölyä ja kaasua. Pöly sijaitsee tähdistä sen verran etäällä, että tähtien uv-valo ei pysty ionisoimaan molekyylistä vetyä. Niinpä pölyhiukkasten heijastama valo näkyy sinisenä utuna.

Seulaset on parhaimmillaan kiikareilla havaittuna. Kiikarin valokeräyskyky tuo havaitsijan nähtäväksi runsaasti himmeämpiä tähtiä, jotka eivät paljain silmin erotu. Kiikarin laaja kuvakenttä myös tekee oikeutta joukon rakenteelle, tuoden sen kokonaisuudessaan näkyville. Kaukoputken kapea kuvakenttä mahdollistaa vain erillisten tähtien näkemisen, mutta ei koko joukkoa yhdellä kertaa.

Heijastussumusta yleensä kiikarihavaitsija ei näe jälkeäkään, mutta kerrotaan kuitenkin, että hyvin selkeissä olosuhteissa Meropen ympäriltä sumun voisi nähdä.

Hyadit on Härän tähdistön hyvin avoin jokko.
Kuva Wikimedia Commons.

Hyadit sijaitsee Härän tähdistössä Aldebaranin lähellä. Aldebaran ei kuitenkaan kuulu joukkoon, sillä sen ominaisliike poikkeaa liian paljon avoimen joukon ominaisliikkeestä ja tähti on paljon lähempänä meitä kuin joukon tähdet.  Aldebaranin etäisyys on 65,1 valovuotta ja Hyadeihin kuuluvien tähtien etäisyys on noin 146–163 valovuotta, keskiosa 151 valovuotta.

Joukkoon kuuluu noin 300 tähteä, joista vain harva näkyy paljain silmin. Perinteisen käsityksen mukaan paljain silmin näkyviä tähti on vain viisi, mutta kokemus osoittaa niitä näkyvän ainakin 15. Kiikarilla voi nähdä pimeässä paikassa noin 130 tähteä, ja isohkolla tähtikiikarilla vielä enemmän.

Hyadien iäksi arvioidaan noin 625 miljoona vuotta. Joukon ydin on suhteellisen tiivis, sen säde on 17,6 valovuotta, ja koko halkaisija 65 valovuotta. Joukon massa on noin 400 auringonmassaa. Näennäinen halkaisija on 330 kaariminuuttia eli noin 6,5 astetta.

Hyadien joukkoon liittyy läheisesti Hyadien virtana tunnetut tähdet. Virtaan kuuluvat tähdet näyttä liikeratansa perusteella ja metallipitoisuutensa perusteella kuuluvan Hyadin ja Praesepen assosiaattioon. Ne näyttävät syntynee samasta kaasu-ja pölypilvestä.

Praesepe (M44) on helposti tunnistettava avoin tähtijoukko.
Kuva Wikmedia Commons.

Praesepe sijaitsee Kravussa noin 600 miljoonan valovuoden etäisyydellä. Joukon ikä on Hyadien kanssa sama eli 625 miljoona vuotta. Joukon näennäinen koko on 95 kaariminuuttia ja massa noin 600 auringonmassaa. Joukko tunnetaan myös M44 ja NGC 2632 luettelotunnuksilla. Tähtijoukko tunnetaan myös nimellä Beehive eli ”Mehiläispesä”.

Praesepen kirkkaimmat tähdet (yksitoista) ovat joukon keskustassa ja himmeämmät ja samalla vähemmän massiiviset tähdet muodostavat joukon halon. Ytimen säde on noin 11,4 valovuotta ja joukon halkaisija noin 80 valovuotta. Joukossa on noin 1000 tähteä. Auringonkaltaisia, spektriluokiltaan F, G ja K niistä on noin 30 % ja 68 % M-luokan punaisia kääpiöitä. Kirkkaita A-luokan tähtiä on 2 %. Viidestä kirkkaimmasta jättiläistähdestä neljä on spektriluokaltaan K0 III ja viides on G0 III. Ruskeita kääpiöitä ei joukossa näyttäisi olevan kovinkaan montaa.

Kahden auringonkaltaisen tähden kiertoradoilta on löydetty eksoplaneetat. Planeetat ovat Pr0201b ja Pr0211b. Havaintojen mukaan kyseiset planeetat ovat ns. kuumia jupitereita, sillä niiden massa on jättiläisluokkaa ja ne kiertävät tähteään hyvin lähellä. Löytö on vuodelta 2012.

Huomautukset

[1] Sijaitsee Alttarin tähdistössä. ja siinä on muissa avoimissa joukoissa harvinaisia hyperjättiläisiä (6 tähteä), punaisia superjättiläisiä (4 tähteä), 24 Wolf-Rayet-tähteä ja kirkkaita sinisiä muuttujia. Tietysti joukossa on OB-superjättiläisiä ja harvinainen röntgenpulsari CXO J164710.2-455216 (hitaasti pyörivä neutronitähti), kaikki nämä tavallisten tähtien lisäksi.

[2] Metallipitoisuudella tarkoitetaan muiden alkuaineiden kuin vedyn ja heliumin pitoisuutta tähdissä.

Jupiter, Kuu ja Saturnus aamutaivaalla

Näkymä kaakkoon 23.1.2017 aamuna, jossa Jupiter, Kuu ja
saturnus ovat hiljalleen kirkastuvalla taivaalla.
Kuva © Kari A. Kuure.

Aamuvirkut tähtiharrastajat voivat ihailla lähimmän viikon aikana Jupiteria eteläisellä taivaalla. Se ylittää etelämeridiaanin kello 5.41–5.18 noin 20,8 asteen korkeudella. Korkeus on jo riittävä monien yksityiskohtien näkemiseen planeetan pilvipeitteestä. Jupiterin näennäinen koko on liki 39 kaarisekuntia, joten kovinkaan suurta suurennusta ei tarvita yksityiskohtien näkemiseen^[1].

Kuu ehtii nousta kaakosta ennen aamuhämärän alkamista 23. päivän aamuna. Sen vaihe lähestyy uusikuuta joten se näkyy kapeana sirppinä. Uusikuu on tammikuun 28. päivänä kello 02.08. joten sen näkeminen 26. päivän jälkeen on käytännössä mahdotonta.

Saturnus nousee aamutaivaalle vain hetkeä ennen aamuhämärän alkamista. Näin ollen sen havaitsemiseen on parisen tuntia aikaa, mutta silloinkin se on hyvin lähellä horisonttia ja kuvan laatu sen mukainen. Jos yö on ollut tuuleton ja suihkuvirtaukset troposfäärin yläosassa kiertävät havaintopaikan, kuvan laatu voi kuitenkin olla täysin tyydyttävä. Kuu ja Saturnus ovat lähekkäin 24. päivän aamuna, kulmaetäisyys on 2,7 astetta.

Merkurius nousee parisen tuntia ennen auringonnousua ja näkyy noin tunnin verran ennen kuin taustataivas tulee niin kirkkaaksi, että se peittää planeetan kirkkauden (M_v=-0,1). Merkurius ja Kuu ovat lähekkäin 26. päivän aamuna, kulmaetäisyyden ollessa noin 3 astetta.  Jos Merkuriusta ei onnistu näkemään, niin kiikareilla Kuun avulla se pitäisi vielä löytyä helposti.

Huomautukset

[1] Jupiter voi olla sen verran kirkas (M_v=-2), että se saturoi kuvan ja pilvipeitteen yksityiskohdat katoavat. Havaitsija voi estää tämän varustamalla okulaarin harmaasuotimella, joka tuo yksityiskohdat hienosti näkyville.

Katsele kirkasta Venusta

Venuksen vaih lähestyy "puolivenusta". Valokuvaamisessa
ei ole käytetty suodatusta. Kuva © Kari A. Kuure.

Teksti ja kuvat Kari A. Kuure

Selkeän sään koittaessa, tähtitaivaan tapahtumista kiinnostuneet bongaavat varmasti Venuksen loistavan kirkkaana lounaisella taivaalla auringonlaskun jälkeen. Venuksen voi bongata myös jo aikaisemmin, itse asiassa jo aamupäivällä, kun se kipuaa idästä horisontin yläpuolelle. Tämä johtuu siitä, että Venuksen kirkkaus on näinä viikkoina Mv=-4,5, joka ylittää talvipäivänä taustataivaan kirkkauden. Raja on suunnilleen Mv=-3 kohdalla riippuen hieman Auringon korkeudesta ja ilmakehän sisältämästä vesihöyrystä, jääkiteistä tai sumuista.

Venuksen näkymistä helpottaa sen suuri itäinen elongaatio, joka on 47,1°. Tarkkaan ottaen suurin elongaatio oli tammikuun 12 päivä mutta muutos on sen verran hidasta juuri nyt, että kulmaetäisyys Aurinkoon ei juuri ole muuttunut. Suuri elongaatio tuo myös turvallisuutta, sillä kaukoputken suuntaaminen vahingossa kohtia Aurinkoa voi aiheuttaa vaurioita silmiin.

Suurimpien elongaatioiden aikaan Venuksen vaihe on puolikas. Tämä tarkoittaa sitä, että terminaattori kulkee suurin piirtein Venuksen kiekon poikki suoraan, joten vaihe muistuttaa kasvavaa puolikuuta.

Venusta peittää kirkas rikkihaposta koostuva pilvipeite, joka on noin 50 km korkeudella pinnasta. Pilvipeite heijastaa lähes kaiken siihen saapuvan valon, jolloin planeetta näkyy meille hyvin kirkkaana. Venuksen tuulet ovat voimakkaita ja tästä syystä kaikkein korkeimmalla olevat pilvihuiput muodostuvat jonoiksi, joita joissakin olosuhteissa voidaan havaita.

Valokuvaamisessa olisi käyttävä suodatusta (violet, #47 tai Baaderin UV), jotka päästävät lävitseen vain lyhyitä valon aallonpituuksia. Baaderin UV-suodatin on vain hankintahinnaltaan huomatta arvokas, joten edullisemmalla violetti- tai #47-suodattimella voisi ainakin aluksi yrittää Venuksen valokuvaamista.

Toinen käyttökelpoinen valokuvausaallonpituus on lähi-infrapunaisen käyttäminen. Sitä varten tarvitaan huokea IR Pass-suodatin. Tosin tällöin valokuvaamiseen täytyy käyttää suhteellisen valovoimaista kaukoputkea ja sellaista ccd-kameraa, jossa ei ole IR Cut-suodatusta kiinteänä osana kameran rakennetta. Tavallisessa digijärkkärissä IR-suodatus on olemassa, jote se ei sovellu IR-kuvaamiseen.

Venus vuorokautta ennen alakojunktiotaan vuonna 2009.
Kuva on otettu päivtaivaalta kello 13.44. ilman suodatusta.
Kuva © Kari A. Kuure.

Venuksen alakonjuntio on maaliskuun 22 päivänä. Silloin sen elongaatio 9,7°. Venuksen kirkkaus on Mv=-4, joten se on hyvin havaittavissa Auringon pohjoispuolella. Kaukoputken pitäisi olla goto-ohjattu, jotta vältyttäisiin silmävaurioilta kaukoputken vahinkosuuntauksen tapahtuessa. Visuaalisesti Venusta voi olla vaikea havaita ilman kaukoputken tuomaa kuvan kirkastumista, sillä Auringon aureola (kilo) nostaa taustataivaan kirkkautta merkittävästi.

Alakonjunktion aikaan Venus näkyy kapeana sirppinä, mutta sen kulmahalkaisija on lähes yhden kaariminuutin. Tämän vuoden alakonjunktio on moniin vuosiin paras aika tehdä siitä havaintoja.

Alakonjunktion jälkeen Venus siirtyy Auringon länsipuolelle ja nousee taivaalle juuri ennen auringonnousua. Planeetan kirkkaus kuitenkin pysyttelee suurena, joten päiväaikaisia havaintoja voi edelleen tehdä. Venus saavuttaa suuriman läntisen elongaationsa vasta kesäkuun 3. päivänä. Tämän jälkeen Venuksen kirkkaus pysyttelee loppuvuoden Mv=-4 tietämillä.

Muistelemme: Kari Nyman on poissa

Kari Nyman ottaessaan kunnijäsenyyden
helimukkssa 2011.
Kuva © Kari A. Kuure.

Marraskuun lopulla Tampereen Ursassa pitkään vaikuttanut ja toiminut Kari Gunnar Nyman (1947–2016) poistui keskuudestamme vaikean sairaiden uuvuttamana.

Kari toimi Tähtitaivas-kurssin vetäjänä, yhdistyksen sihteerinä ja innokkaana valokuvaajana. Hänet pyydettiin kunniajäseneksi jäätyään sihteerin tehtävistä pois vuoden 2011 alussa.

Kari Nyman oli koko työuransa Xerox Oy:n palveluksessa ja 1990-luvulta alkaen huoltopäällikkönä ja Xeroxin kehityspäällikkönä, josta tehtävästä hän jäi eläkkeelle vuonna 2004. Työn ohella hän oli innokas valokuvaaja, golfari ja tiffany-lasitöiden tekijä. Tähtiharrastus kuitenkin vei miehen sydämen, jolloin muuta harrastukset valokuvaamista lukuun ottamatta saivat jäädä. Kiinnostus tähtiharrastukseen Karilla oli intohimoista, syrjäyttäen jopa arkielämän vaatimukset.

Karin yksi ylpeydenaihe oli hänen ottamansa kuva pyramidikiteiden muodostamasta moninkertaisista haloilmiöistä 5.6.2008. Kuva valittiin päivän kuvaksi Nasan Astronomy Picture of the Day 18.6.2008.

Kari Nyman koki elämänsä viime vuosina raskaita omaisten menetyksiä ja ne varmasti osaltaan vaikuttivat Karin sairastumiseen. Sairastumisestaan huolimatta Kari oli toiveikas parantumiseensa, jonka uskon ja toivon hän toi selkeästi esille viimeisessä puhelussaan minulle paria kuukautta ennen kuolemaansa. Hän uskoi vielä pääsevänsä tornille havaintojen tekoon ja valokuvaamiseen. No sitä päivää ei enää sitten tullut!

Kari A. Kuure

Kari Nymanin ottama kuva pyramidikiteiden aiheuttamasta
mopninkertaisesta halosta. Kuvassa on näkyvissä
9, 18, 20, 23 ja 24 asteiden renkaat.
Kuva © Kari Nyman.

Kirjauutuus: Missä kaikki ovat?

Stephen Webb

Missä kaikki ovat?

75 ratkaisua Fermin paradoksiin ja Maan ulkopuolisen elämän arvoitukseen

Nid. 474 sivua

ISBN 978-952-5985-42-9

Ursa ry. 2016

Fermin paradoksi on yksi kuuluisimmista paradokseista mitä koskaan on esitetty. Se ei ehkä ole kaikkein tärkein, mutta suuri yleisö tuntee aiheeseen niin suurta kiinnostusta, että aihetta käsittelevät kirjat menevät yleensä kuin kuumille kiville. Mistä siis on kysymys? Tietysti siitä, että miksi emme ole tavanneet avaruudesta tulleita muukalaisia, sillä niitähän pitäisi risteillä täällä niin että ”päät yhteen kolisivat”. Kuuluisa ydinfyysikko Enrico Fermi loihe lausumaan ihmettelynsä Missä kaikki ovat? ääneen herraseurueen lounaalla vuonna 1950 ja paradoksi oli syntynyt.

Fermin ja monen muun ennen häntä ja hänen jälkeensä ihmettely on aiheellinen. Mikäli elämä ja ennen kaikkea älykäs elämä olisi yleistä maailmankaikkeudessa, meidän pitäisi olla tavannut heitä tai peräti heidän pitäisi elää kanssamme täällä maapallolla.

Stephen Webb on koonnut kirjaksi 75 vastausta siihen, miksi näin ei ole. Jos tekijä ja aihe tuntuvat jotenkin tutulta, niin kerrottakoon että Webb ei ole asialla ensimmäistä kertaa. Hänen edellinen teos oli Missä kaikki ovat? Viisikymmentä ratkaisua Fermin paradoksiin Maan ulkopuolisen elämän arvoitukseen ja Ursa julkaisi sen vuonna 2005. Nyt julkaistu kirja on uudelleen kirjoitettu ja selityksiä lisätty edellisestä kirjasta. kirjoittajan mukaan nyt käsitellyt 75 ratkaisua ei vielä ole aivan tyhjentävää, vaan hyviä selityksiä voi vielä löytyä lisää.

Omat suosikki selitykset löytyvät myös Webbin kirjasta: Elämä maailmankaikkeudessa on niin harvinaista, että sitä ei synny edes silloin kun olosuhteet ovat otolliset lähes milloinkaan. Toinen suosikki selitys on se, että elämä ei pääse hyppäämään esitumallisesta tumalliseen kuin äärimmäisen harvoin. Kolmantena on se, että älykäs elämä ei pysy hengissä riittävän pitkään (hyvin monista syistä), jotta tähtimatkailun tarvitsemat teknologia ja voimavarat sivilisaatiolle kehittyisivät. Jokainen voi itse miettiä erilaisia syitä ja lukea kirjasta mitä Webb on siitä kirjoittanut.

Webbin kirja on hyvin monipuolisesti kirjoitettu. Selitykset ovat hyvin perusteltu ja taustatiedot ovat ajantasaisia. Niinpä kirjaa voi suositella kaikille tähtiharrastajille mutta erityisesti niille, joiden mielestä muukalaiset elävät keskuudessamme. No – eivät elä ja perusteet löytyvät kirjasta!

Kari A. Kuure

Tammikuun tähtitaivas

Iltataivaan nähtävyyksiä ovat Venus, Mars ja Neptunus. Kuu
kulkee kolmikon ohi heti kuukauden alussa ja aivan
tammikuun lopulla. Kuva © Kari A. Kuure.

Tammikuun pakkaset eivät ole niitä kaikkein toivotuimpia kelejä tähtiharrastukselle mutta silloin on havaittava, kun selkeää on. Maapallo ohittaa periheli tammikuun 4 päivänä kello 16.15. Perihelietäisyys on 147 100 997 km Auringosta ja me näemme sen 32’ 31” kokoisena.

Heti kuukauden alussa iltataivaalle kuin salaa on hiipinyt kirkas Venus. Se on näkyvissä alkuillasta lounaassa muutaman asteen korkeudella. Siitä hieman ylempänä ja itään on Mars yhdessä Neptunuksen kanssa. Nämä ovat erittäin lähellä toisiaan ja jos et aikaisemmin ole koskaan nähnyt Neptunusta, niin Marsin avulla se on nyt helppo löytää. Nämä kolme planeettaa sijaitsevat Vesimiehen tähdistössä. Tammikuun 1–3 päivinä kapeana sirppinä näkyvä Kuu kulkee kolmikon ohi.

Tammikuun lopulla Kuu on jälleen kolmantena pyöränä Venuksen ja Marsin ryhmässä. Kuukauden aikana planeetat ovat lähestyneet toisiaan ja samalla siirtyneet Kaloihin. Kaloissa on myös Uranus mutta sen verran etäällä kaksikosta, että apua niistä ei ole planeetan paikantamisessa.

Tammikuussa tähtitaivaalle jo alkuillasta alkaen on noussut hieno Orion. Sen suuri kaasusumu on hyvin suosittu kuvauskohde ja näkyypä se paljain silminkin hieman utuisena tähteä muistuttavan kohteena. Kiikareilla sumu näkyy harmaana ”pilvenä” mutta sen valokuvista tuttu muoto on hyvin havaittavissa.

Muita kiikarikohteita illan aikana ovat Seulaset ja Hyadit Härän tähdistössä. Molemmat tähtijoukot ovat todella hienoja kohteita niin aloittelijoille kuin jo pitempään harrastaneille. Jos teet havaintojasi pimeässä paikassa, niin myös Andromedan ja Kolmion galaksit ovat erinomaisia havaintokohteita.

Pimeän paikan kohde on myös Linnunrata, joka kulkee hienosti koko taivaan halki idästä länteen. Loppukuusta suunta on kaakosta luoteeseen. Linnunradan keskustan alueen tumman pölypilven, Suuren repeämän, voi nähdä Vegan ja Altairin puolivälistä länsi-luoteessa. Loppukuusta sen erottaminen on jo hieman vaikeampaa, koska se siirtyy kohti horisonttia.