Havaintovinkki: Talven superkuut

Super- ja mikrokuu valokuvattuna samalla kameralla ja
optiikalla kuvassa kerrottuina ajankohtina.
Kuva © Kari A. Kuure.

Superkuu, ihmeellinen käsite, sillä Kuu on se sama vanha Kuu kuin aikaisemminkin. Superkuu-käsiteellä ymmärretään täysikuuta, joka tapahtuu Kuun ollessa ratansa Maata lähinnä olevan pisteen läheisyydessä. Silloin Maan ja Kuun välinen etäisyys on alle 360 000 km. Tarkkaan ottaen etäisyydellä tarkoitetaan Maan ja Kuun keskipisteiden välistä etäisyyttä.

Tilanne voi hieman muuttua jos tarkastellaan Kuun kokoa havaitsijan horisontin mukaan, kuten tässä artikkelissa. Tällainen havaitsijakeskeinen (toposentrinen) tarkastelu on mielekkäintä, koska asiat esitetään silloin niin kuin ne havaitsijalle näkyvät. Seuraavat superkuut tulevat tapahtumaan joulukuun 3. ja tammikuun 2. päivinä tapahtuvien täyskuiden aikaan.

Joulukuun 3. päivänä täysikuun aikaan kello 17.48 Maan ja Kuun välinen etäisyys on (Tampereen horisontin mukaan) 357 357 km (keskipisteiden välinen etäisyys on 356 714,542 km). Kuu näkyy meille 33’ 24” kokoisena. Kuun kokoa voi verrata ensi heinäkuun 27. päivänä tapahtuvaan mikrokuuhun(?), jolloin Kuu näkyy meille ”vain” 29’ 25” kokoisena. Eroa koossa on noin 4 kaariminuuttia. Ero on prosentteina 13,6 %. Näennäisen koon ero ei ole aivan maksimissaan tällä kertaa, sillä Kuun periheli on vasta seuraavan päivänä (4.12.) kello 11 aikaan.

Tammikuun 2. kello 4.25 aikaan tapahtuva superkuu näkyy meille 33’ 28” kokoisena ja Kuun etäisyys on 356 777 km (353 272,736 km). Näennäinen kokoero mikrokuuhun on suunnilleen samanlainen kuin joulukuussa.

Tammikuussa tapahtuu toinenkin täysikuu, jota nykykäytännön mukaan kutsutaan termillä Blue Moon, sininen kuu. Tämä täysikuu ei kuitenkaan ole superkuu, sillä Maan ja Kuun välinen etäisyys on hieman rajana pidettyä etäisyyttä suurempi.

Tieteellistä merkitystä superkuulla tai mikrokuulla ei ole. Ne eivät edes ole tieteellisiä termejä, onpahan vain hauskaa ajanvietettä ja jos joku innostuu havaitsemaan, niin sekin on hyvä asia.

Kutsu syyskokoukseen

Tampereen Ursa ry:n sääntömääräinen syyskokous pidetään Tähtitornilla tiistaina 12.12.2017 kello 18.00 alkaen.

Esillä sääntöjen määräämät asiat, kuten toimintasuunnitelma, budjetti ja toimihenkilöiden valinta vuodelle 2018.

Jäsenet ovat tervetulleita

Tampereella 19.11.2017
Tampereen Ursa ry:n hallitus

Havaintovinkki: Leonidien maksimi ensiyönä

Kirkas meteori leonidien parvesta marraskuulta 2009.
Kuva Wikimedia Commons / Navicore.

Marraskuun runsain meteoriparvi leonidit ovat maksimissaan ensiyön aikana. Meteorit näyttävät tulevan Leijonan tähdistön pohjois-osasta mutta niitä nähdään, kuten kaikkia muitakin meteoreja, taivaalla missä suunnassa tahansa. Parvi on aktiivinen 14. – 21. marraskuuta.

Parvi on voimakkuudeltaan hyvin vaihteleva ja vaihtelu noudattaa selkeästi komeetta 52P/Temple-Tuttle^[2] kiertoaikaa. Runsain viimevuosikymmenen parvista oli vuonna 1966 ja sen jälkeen vuosisadan vaihtuessa^[1]. Seuraavan kerran runsasta meteoriparvea^[3] odotetaan vuoden 2032 tietämillä. Kaikkien aikojen runsain leonidien parvi havaittiin vuonna 1866 jolloin Yhdysvalloissa nähtiin satojatuhansia meteoreja taivaalla lyhyen aikaa.

Leonideihin kuuluvat meteorit ovat hyvin nopeita. Tämä johtuu siitä, että parvi tulee lähes Maan liikesuunnan vastaisesta suunnasta. Näin ollen kohtaamisnopeus on noin 72 km/s. Komeetalla lasketaan olevan massaa 1,2×10¹³ kg ja ytimen halkaisijan olevan noin 3,6 km. Komeetan kiertoaika on 32,2226 vuotta ja perihelietäisyys 0,9055 au. Apheli sijaitsee 19,6924 au etäisyydellä Auringosta. Seuraavan kerran komeetta on maapallon läheisyydessä tammikuun 17 päivänä vuonna 2032, etäisyyttä silloin on 3,827 au.

Huomautukset

[1] Komeetta 55P/Tempel-Tuttle oli lähimmillään maapalloa tammikuun 17 päivänä vuonna 1998, jolloin etäisyyttä siihen oli 53,27 miljoonaa km. Lähimmillään komeetan rata on vain 1 200 000 km etäisyydellä, eli hieman yli kolminkertaisesti Kuun keskietäisyys.

[2] Komeetan löysivät Wilhelm Tempel ja Horace Parnell Tuttle 19. joulukuuta 1865.

[3] Meteoriparvet syntyvät komeetan jälkeensä jättämästä soravanasta. Soravana ei kuitenkaan ole välittömästi komeetan periheliohituksen jälkeen aiheuttamassa meteoriparvea, vaan siltä kuluu aikaa jopa satoja vuosia ennen kuin soravana on siirtynyt maapallon radalle. Esimerkiksi vuonna 2009 havaittu parvi oli syntynyt komeetan vuosina 1466 ja 1533 kierroksella aiheuttamasta vanoista peräisin.

Harvinainen supernova

Teksti Kari A. Kuure ja Tomi Hyvönen

Eeta Carianaen ympärille muodostunut purkauspilvi.
Kuva Nasa.

Syyskuussa 2014 Intermediate Palomar Transient Factory havaitsi kohteen, joka nykyisin tunnetaan nimellä iPTF 14hls. Kohde luokiteltiin tyypin II-P supernovaksi tammikuussa 2015.^[1] 

Tyypillisen II-P supernovan tapaan sen odotettiin himmenevän reilussa kolmessa kuukaudessa, mutta näin ei kuitenkaan käynyt. Valokäyrän kirkkaus pysyi vakiona noin 600 vuorokautta, huomattavasti pitempään kuin tyyppillisellä II-P supernovalla. Lisäksi valokäyrässä havaittiin 600 vrk:n aikana II-P supernovalle epätyypillisesti ainakin viisi kirkastumista.

Lisäksi fotometriset havainnot osoittivat iPTF 14hls:n olevan poikkeuksellinen II-P supernoviin verrattuna. Kohteen spektristä mitattu lämpötila, 5 000 – 6 000 K, oli tyypillinen II-P supernovalle, mutta sen säteilemä kokonaisenergia oli suurempi kuin millään aikaisemmin havaitulla II-P supernovalla.

Valokäyrän ja fotometrian lisäksi myös iFTP 14hls:n spektri oli II-P supernoviin verrattuna poikkeuksellinen. Spektri kehittyi huomattavasti tyypillisen II-P supernovan spektriä hitaammin. Purkauksessa vapautuneen kaasun nopeus laskee ajan mukana, mutta iPTF 14hls:lla havaitut vedyn ja raudan nopeudet pienenivät 600 vrk:n aikana vain vähän tai pysyivät vakiona.

Suuri yllätys koettiin, kun tähtitieteilijät^[2] löysivät vuonna 1954 otetuista valokuvista saman kohteen purkauksia ja se sijaitsee metallipitoisuudeltaan alhaisessa tähtiä muodostavassa galaksissa, jonka punasiirtymä on z=0.0344.

Tällä hetkellä iPTF 14hls:n energialähdettä ei tiedetä. Toistaiseksi tutkijoilla on käytettävissään vain hypoteeseja kohteen alkuperästä. Tähti iPTF 14hls ei selvästikään noudata supernoville tyypillistä mallia ja tutkijoiden on kehitettävä uusi, joka toimii tässä tapauksessa. Uuden räjähdysmallin täytyy selittää havaittu spektri ja sen kuusinkertaisesti hidastunut kehitys, energiantuotto, vähintään viisi erillistä kirkastumista ja monia muita asioita ja ilmiöitä, joita on tässä purkauksessa havaittu.

Yksi mahdollinen vaihtoehto on, että purkautunut kaasu vuorovaikuttaa aikaisemmin purkautuneen kaasun kanssa. Kohteen spektrissä ei kuitenkaan havaita vuorovaikutukselle tyypillistä säteilyä.

Purkauksen aiheuttaja on mahdollisesti kokenut useita suurienergisiä purkauksia muutaman vuosikymmenen aikana. Purkaukset ovat tyypillisiä hyvin suurimassaisilla, 95 – 130 auringon massaa, olevilla tähdillä, joilla elektroni-positroni -parien muodostumisen aiheuttaa epävakaan tilan. Tällaisten ”pulsational pair-instability supernovien” (PPI-supernova)^[3], jossa tähti menettää ensimmäisessä purkauksessaan yli puolet vetykuorestaan, oletetaan tapahtuvan alhaisen metallipitoisuuden tähdillä, jollainen iPTF 14hls todennäköisesti myös on.

iPTF 14hls -tähden valokäyrä osoittaa useita kirkastumisia
parin vuoden kuluessa. Kuva LCO.

 Eri purkauksissa vapautuneiden kuorien vuorovaikutukset toistensa kanssa voivat aiheuttaa iPTF 14hls:lla havaitun kaltaisen valokäyrän. Ongelmia PPI-supernova -malliin tuo kuitenkin se, että iPTF 14hls säilytti ison osan massastaan vuoden 1954 purkauksen jälkeen. Lisäksi iPTF 14hls:n kineettinen energia kertaluokkaa suurempi kuin PPI-supernovamallien antama energia.

iPTF 14hls osoittaa, että nykyisiä raskaiden tähtien kehitysmalleja ja räjähdystä täytyy muokata tai jopa kehittää kokonaan uusi raskaiden tähtien kehitysmalli.

Tutkijat odottelevat aikaa, jolloin tähdestä tulee supernovajäänne. Silloin saattaa paljastua tähden räjähdyksen mekanismi. Tutkimusryhmä tulee tekemään lisähavaintoja Pohjoismaisella optisella kaukoputkella (NOT), Nasan Swift avaruuskaukoputkella röntgensäteilyä ja tutkimusryhmälle on myös varattua havaintoaikaan Hubblesta joulukuuksi 2017.

Hyvin massiiviset tähdet nykyisessä maailmankaikkeudessa ovat erittäin harvinaisia. Tutkijat epäilevät, että vuonna 1843 purkautunut Eeta Carinae A on myös PPI supernova. Suoria malliin osoittavia havaintoja ei kuitenkaan ole. Eeta Carinaen odotetaan räjähtävän todellisena, tähden tuhoavana supernovana 20 000 vuoden kuluessa.

Andy Howell, joka toimi LCOn supernovaryhmän vetäjänä ja on tutkimusryhmässä mukana sanoi: ”Tällaisen räjähdyksen odottaisi näkyvän vain hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa ja sellaisia ei pitäisi esiintyä enää nykyisin. On kuin löytäisi elävän dinosauruksen. Jos sellaisen löydät, sinun pitäisi kysyä onko se todella dinosaurus?”

Lähteet

Arcavi et al. 8.11.2017, Nature 551

en.wikipedia.org/wiki/IPTF14hls

Michelle Starr: This Star Exploded, Survived, And Then Exploded Again After 60 Years, Science alert 9. Nov 2017

Las Cumbers Observatory (LCO) lehdistotiedote

Huomautukset

[1] Supernovia, joiden massa on välillä 8 – n. 50 M_☉ (Auringon massaa) ja niiden metallipitoisuus on korkea. Tyypin II-P supernovan valokäyrässä on kirkastuman jälkeen tasainen alue, jossa kirkkaus pysyy lähes vakiona. Supernova luokitellaan spektrin ja valokäyrän perusteella tyypin II-P supernovaksi.

[2] Tutkimusryhmää johtaa Iair Arcavi (NASA Einstein postdoctoral fellow in University of California Santa Barbara and Las Cumbres Observatory).

[3] Suomenkielistä käännöstä termille ei ole!

Havaintovinkki: Konjunktiokolmio

Kuu, Venus ja Jupiter muodostavat kolmion itä-kaakon
horisonttiin 17.11.2017 ennen auringonnousua.
Kuva © Kari A. Kuure.

Marraskuussa viikolla 46 Jupiter ja Venus näkyvät aamutaivaalla hieman ennen auringonnousua olevan lähekkäin toisiaan. Kaikkein lähimmillään planeetat näkyvät maanatain 13.11. aamulla, jolloin niiden välinen etäisyys on vain noin 0,3 astetta – vähemmän kuin täysikuun halkaisija.

Jupiterin kirkkaus ei ole suuren suuri, joten sen havaitseminen aamun vaalealta taivaalta voi olla hieman vaikeaa. Tässä suhteessa paljon kirkkaampi Venus on helpompi kohde ja sen löytämisessä aamutaivaalta ei pitäisi olla ylivoimaisen vaikeaa kenellekään. Venuksen avulla ja ehkä kiikaria käyttämällä myös Jupiterin löytäminen pitäisi olla suhteellisen helppoa.

Kahden tähtitaivaan kohteen sanotaan olevan konjunktiossa silloin, kun ne ovat lähekkäin niin, että niiden rektaskensiot (vaakasuuntainen koordinaatti) ovat samat. Tällaista tapahtuu melko usein ja toisinaan myös Kuu saattaa näkyä suunnilleen samassa suunnassa. Silloin taivaalle syntyy eräänlainen kolmio – konjunktiokolmio, joka voi olla visuaalisesti hyvin mielenkiintoinen ja auttaa havaitsijaa myös löytämään himmeimmän kohteen.

Seuraavina aamuina planeetat näkyvät edelleen toistensa läheisyydessä mutta niiden välinen kulmatäisyys kasvaa aamu aamun jälkeen. Perjantaiaamuna 17.11. kapea Kuun sirppi on näkyvissä Jupiterin ja Venuksen läheisyydessä ja muodostaa konjunktiokolmion näiden kanssa.