tiistai 5. tammikuuta 2021

K: Miksi Jupiterista ei tullut tähteä, vaikka se on pienintä tunnettua tähteä suurempi?

V: Lyhyt vastaus on: Jupiterissa ei ole riittävästi massaa, jotta sen ytimessä voisi käynnistyä ydinfuusio muuttamaan vetyä heliumiksi.

Jupiter on Aurinkokuntamme suurin planeetta, jonka pilvipeitteessaä on näkyvissä suuria myrskypyörteitä. Jupiterilla ei kuitenkaan ollut riittävästi massaa tullakseen tähdeksi.
 

Toinen vastaus on se, että tähtien ja planeettojen syntytapa ovat erilaisia. Tähdet syntyvät avaruuden kaasupilvissä luhistumalla pilveen syntyneen tiivistymiskeskuksen vaikutuksesta. Kun syntymässä olevan tähden massa on kasvanut riittävästi, sen ytimessä käynnistyy ydinfuusio. Alkuvaiheessa raskas vety, deuterium fuusioituu heliumiksi. Jos massa on reilusti enemmän kuin tähän rajaan saakka, ydinfuusiot jatkuvat tavallisen vedyn fuusiolla ja energiaa vapautuu huomattavasti enemmän kuin deuteriumin fuusiossa.

Ydinfuusioiden käynnistyessä, tiivistymiskeskuksen ja vastasyntyneen tähden ympärillä on edelleen kaasu- ja pölypilven materiaa hyvin runsaasti. Tähden tiivistyminen aiheuttaa itse tähden mutta myös sen ympäristössä olevan materian pyörimisliikkeen. Pyörimisliikkeen vaikutuksesta ylijäämämateriaalista syntyneen tähden ympärille muodostuu kertymäkiekko, jota kutsutaan protoplanetaariseksi kiekoksi.

Protoplanetaarisessa kiekossa käynnistyy merkittävä koostumuksen muutos. Aluksi se on aivan samaa materiaalia kuin tähden synnyttänyt kaasu- ja pölypilvi, mutta tähden energiatuotannon alkaessa sen säteilemä valo ja tähtituuli (hiukkasvirtaus tähdestä poispäin) puhaltavat kaasua etäämmäksi, suunnilleen nykyisen Jupiterin radan tuntumaan asti. Tähden lähelle jää vain metalleiksi kutsuttuja raskaampia alkuaineita. Nämä alkuaineet muodostavat nyt molekyylejä, ne edelleen erilaisia pienen pieniä mineraalihiukkasia. Mineraalihiukkaset yhdistyvät uv-valon vaikutuksesta syntyneiden sähköstaattisten varausten vaikutuksesta suuremmiksi hiukkasiksi jne. kunnes, pienet pölyhiukkaset ovat muuttuneet niin suuriksi kappaleiksi, että niiden välillä vaikuttaa jo merkittävä (ja voimakkaampi kuin sähkövoima) gravitaatiovoima.

Gravitaatio vaikuttaa kehitykseen tästä eteenpäin. Pölyhiukkaspilveen syntyy jälleen tiivistymiskeskuksia ja tihentymisaaltoja, jotka lopulta synnytti suuria kappaleita, useamman kilometrin kokoisia planetesimaaleja. Planetesimaaleja oli paljon ja ne jatkuvasti törmäilivät toisiinsa, hajosivat ja muodostivat uusia ja isompia kappaleita, kunnes planetesimaaleista oli syntynyt planeettoja.

Jupiterin syntyminen alkoi, kun sen kiertoradalle syntyi planetesimaaleista noin kymmenen Maan massainen kiviydin, joka keräsi ympäristöstään lisä pölyä mutta ennen kaikkea vetyä ja heliumia. Näin Jupiterista tuli Aurinkokuntamme suurin planeetta, joka hallitse muiden planeettojen syntyä merkittävästi. Jäljelle jääneistä planetesimaaleista syntyivät nykyiset asteroidit mutta suurin osa niistä poistui Aurinkokunnastamme lopullisesti. Jupiter mahtavalla gravitaatiollaan linkosi ne niin kauas avaruuteen, että paluuta ei ollut.

Miksi Jupiterin kasvu jäi nykyiselleen, vaikka Aurinkokunnassa näyttäisi olleen vieläkin enemmän vapaata materiaalia koon kasvattamiseen? Aurinkokunnan sisäosiin alkoi Jupiterin synnyn jälkeen muodostua kiviplaneettoja, jotka nykyisin tunnemme planeettoina Merkuriuksesta Marsiin. Näiden planeettojen muodostuminen varasi osan saatavilla olleista planetesimaaleista. Samaan aikaan Auringon voimistunut säteily ja aurinkotuuli puhalsi Jupiterin ulottuvilla olevan kaasun kauemmaksi avaruuteen, jopa pois koko Aurinkokunnan alueelta. Näin Jupiter jäi planeetaksi, jonka massa on vain yksi tuhannesosa Auringon massasta. Jupiterin massa ei riitä käynnistämään ydinfuusiota sillä siihen tarvittaisiin vähintään 85-kertainen massa. Suurimpien ruskeiden kääpiöiden massat ovat noin 0,1 Auringon massaa ja niiden ytimissä deuteriumin fuusio on mahdollinen.

 

 

maanantai 30. marraskuuta 2020

K: Kauanko aikaa täysikuu on täysi?

 V: Riippuu siitä miten tahdot määrittää täysikuun. Teknisesti täysikuu on vain se hetki, jolloin Kuun kulmaetäisyys Auringosta (elongaatio) on suurin mahdollinen. Tavallisen täysikuun aikaan se on jotain 175 – 179° tuntumassa. 

Kuvassa Kuu on jo ohittanut täysikuun hetken mutta sitä voidaan vielä pitää "täysikuuna", sillä siitä hetkestä ei vielä ole kulunut vuorokauttakaan. Kuvatti 2.10.2020 kello 20.57. Kuva © Kari A. Kuure.

Täysikuun hetken ajankohta kyllä lasketaan sekunnin (tai jopa tarkemmin) tarkkuudella mutta yleensä aika ilmoitetaan lähimpään täyteen minuuttiin pyöristettynä. Tästä syystä eri lähteissä voi olla pieniä eroja ajankohdalle.      

Silloin kun tapahtuu kuunpimennys, niin silloin päästään elongaatiossa lukemaan 180° tai ainakin hyvin lähelle sitä. Elongaatiohan määritetään lyhimmän isoympyrän kaaren mukaan, jolloin kaari mitataan yleensä kohtisuorasti ekliptikaan (Maan ratataso Auringon ympäri) tai kuunrataan maapallon ympäri nähden (kumpi on pienempi).

Täysikuusta puhuttaessa kuitenkin ymmärretään tavallisesti hieman pitempää aikaa kuin vain jokin tietty hetki. Tavallisesti sillä ymmärretään sitä ajanjaksoa (siis yötä), joka on  kuunnoususta kuunlaskuun ja jonka aikana täysikuun hetki saavutetaan. Joskus voidaan täysikuulla ymmärtää vieläkin pitempi ajanjakso mutta ei kuitenkaan kovin montaa vuorokautta pitkäksi.



lauantai 10. helmikuuta 2018

Kysymyksiä Auringosta


K. Miten voidaan tietää mistä aineista Aurinko koostuu?


Aurinko näkyvässä valossa. Kuva © Kari A. Kuure.
V. Auringosta emme voi käydä noutamassa näytettä, joten sen kemiallisen koostumuksen selvittämiseksi täytyy käyttää muita menetelmiä. Tämä menetelmä on nimeltään spektrometria ja tutkimuslaitteet ovat spektrometrejä tai nykyisin spektrografeja.

Auringonvalo voidaan spektrimetrisin menetelmin hajottaa siten, että yksittäiset spektriviivat tulevat näkyviin[1]. Valo on peräisin Auringon hehkuvista kaasuista[2]

Kaikki aineet säteilevät kaiken aikaa lämpötilasta ja aineen kemiallisesta rakenteesta määräytyvällä tavalla sähkömagneettisen säteilyn (valon) aallonpituuksia. Yksittäisiä aallonpituuksia kutsutaan spektriviivoiksi, sillä säteily tapahtuu vain tietyillä taajuuksilla (aallonpituuksilla). Laboratoriossa on havaittu vedyn säteilevän ainakin 17 eri aallonpituudella eli vedyn spektrissä on vähintään 17 spektriviivaa. Eri aallonpituudet näkyvät tutkimuslaitteissa säteilyn voimakkuuteen verrannollisina viivoina näillä tietyillä aallonpituuksilla.

Spektriviivoja on kahdenlaisia: emissioviivoja ja absorptioviivoja. Emissioviivoja havaitaan silloin kun tutkittava kappale tai kaasu säteilee näillä tietyillä aallonpituuksilla. Riippuen tutkimuskohteen kemiallisesta rakenteesta (alkuaineista) spektriviivoja havaitaan vain tietyillä aallonpituuksilla ja nämä aallonpituudet tunnetaan laboratorioissa tehdyistä kokeista. Näin ollen tutkittavan kohteen kemiallinen rakenne selviää.
Auringon spektrissä nähdään tummia viivoja, jotka ovat
syntyneen säteilylähteen ja havaitsijan välillä olevasta
hieman viileämmästä kaasusta sen imiessä itseensä
niitä valon aallonpituuksia, joita se itse lähettäisi hehkuessaan.
Kuva Wikimedia Commons
.

Toinen spektriviivatyyppi on absorptioviivat, jollaisia syntyy silloin, kun kuuman kappaleen ja havaitsijan välissä on valoa säteilevää kohdetta viileämpää kaasua. Tällöin viileään kaasuun imeytyy kuumasta säteilylähteestä tulevasta valosta ne aallonpituudet, joita viileä kaasu säteilisi, jos se olisi kuumaa. Spektriviivat näkyvät laitteissa tummina viivoina viileän kaasun kemiallisen rakenteen määrääminä aallonpituuksina.

Auringosta havaittavat spektrin viivat ovat absorptioviivoja (tarkkaan ottaen Auringosta voidaan kyllä havaita myös emissiospektriviivoja), eli valo on imeytynyt kontiniuum-spektrinä[3] säteilevästä valosta pois. Kuten edellä kerrottiin absorptiospektri edellyttää sitä, että valolähteen (Aurinko) ja havaitsijan välillä on valolähdettä viileämpää kaasua. Näin on myös Auringossa, jossa ”viileä” kaasu sijaitsee kromosfäärissä, siis juuri sen kerroksen yläpuolella, josta meille tuleva valo ja lämpö ovat peräisin eli fotosfääristä.

Auringon spektri on ns. mustan kappaleen spektri (musta viiva).
Ilmakehä imee joitakin aallonpituuksia ja maanpinnalle
tuulevan säteilyn määrä eri aallonpituuksilla on merkitty
punaiseksi. Keltaisella merkitty osa valosta imeytyy ilmakehässä.
Kuva Wikimedia Commons.
Auringossa fotosfäärin lämpötila on 4500–6000 K (Kelivin-astetta) välillä ja kromosfäärin alin lämpötila on noin 3800 K jonka jälkeen se taas kohoaa jopa 35 000 Kelvin-asteeseen. Tästä syytä Auringon havaittava spektri on absorptiospektri ja siinä näkyvät spektriviivat ovat peräisin kromosfääristä olevista kaasuista. Kaasut ovat samoja mistä koko Aurinko on koostunut eli vedystä ja heliumista sekä pienestä määrästä raskaampia alkuaineita.

Vastaus kysymykseen on siis se, että Auringon kemiallinen koostumus voidaan selvittää tutkimalla auringonvaloa.




Huomautukset

[1] Ensimmäisissä spektrometreissä kaukoputkesta tuleva tähden (Auringon) valo ohjattiin kulkemaan kapean raon ja lasiprisman läpi, jossa valo taittui aallonpituuden määräämän kulman verran. Suurentavalla okulaarilla tarkasteltuna pystyttiin näkemään yksittäisiä absorptioviivoja (mustia). Okulaariputkea voitiin kääntää suhteessa prismaan, jolloin kääntämiskulman avulla voitiin määrittää yksittäisen spektriviivan aallonpituus.Toinen vaihtoehto oli se, että itse prismaa käännettiin, jolloin vaikutus oli sama.

Tähtitieteessä on paljon käytetty myös objektiiviprismoja, joissa kaukoputken objektiivin etupuolelle on kiinnitetty lasinen prisma, jolloin kuvakentässä olevien tähtien valo muodostaa spektrejä. Spektrien erotuskyky ei ole kummoinen ja käyttökelpoisia spektrejä saadaan vain riittävän kirkkaista tähdistä mutta vastaavasti, spektrejä voidaan tehdä suuren tähtijoukon useita tähdistä yhdellä kertaa. Objektiiviprismojen käyttö on merkittävästi vähentynyt uusien ja paljon erotuskyisempien menetelmien vallatessa alaa.

Nykyisin spektrografeissa käytetään valon aallonpituuksien erottelemiseen hilaa. Hilan käyttö mahdollistaa prismaan verrattuna paljon erotuskykyisemmän spektrin tuottamisen. Hilan toiminnasta saa hyvä käytännön esimerkin CD-levystä: sen heijastama valo jakaantuu spektrin väleihin.

[2] Atomien säteilemä valo syntyy siten, että atomiytimiä kiertävät elektronit siirtyvät sijaintikuortansa alemmalle kuorelle, jolloin elektronin potentiaalienergia vapautuu sähkömagneettisena säteilynä.

Auringon olosuhteissa ylemmälle elektronikuorelle tai jopa kokonaan irti atomiytimen vaikutuspiiristä joutuu suurempitaajuisen (suurienergisen) fotonin törmätessä atomiin. Se luovuttaa törmäyksessä koko energiansa yhdelle tai useammalle elektronille, jotka siirtyvät ylemmälle elektronikuorelle tai vapautuvat. Näiden elektronien palatessa alemmalle kuorelle energia siis vapautuu.

[3] Emissiospektri jossa on kaikkia allonpituuksia. 


lauantai 24. syyskuuta 2016

Kysymyksiä revontulista


K: Mitä revontulet ovat?


V: revontulet ovat ilmakehän yläosassa, termosfäärissä (85–690 km) ja joskus vieläkin korkeammalla eksosfäärissä esiintyviä valoilmiöitä.

Revontulien esiintyminen edellyttää sitä, että maapallon magneettikenttään on joutunut aurinkotuulen varattuja hiukkasia (elektroneja) tavallista runsaammin. Lopulta magneettikenttä saavuttaa kylläisen tilan, jossa elektroneja ei voi enempää sitoutua magneettikenttään. Tässä tilassa magneettinen kenttä on hyvin epävakaa ja pienikin häiriö saa aikaan magneettisen myrskyn.

Myrskyn aikana magneettinen pyrstö (aina vastakkaisella puolella maapalloa kuin Aurinko) katkeaa, pyrstön kärki irtoaa ja jäljelle jäänyt osa supistuu voimakkaasti. Supistuminen kiihdyttää elektroneja jotka syöksyvät kohti maapalloa ja osa niistä päätyy magneettisten voimaviivojen ohjaamina magneettisten napojen läheisyyteen yläilmakehään. Toinen osa elektroneista päätyy Maan ympäri kiertävään rengas(sähkö)virtaan. Rengasvirran elektronit eivät aiheuta revontulia.

Revontulivalo syntyy elektronien törmätessä ilmakehän atomeihin. Törmäyksessä atomiydintä kiertävien elektronien energia lisääntyy, jonka seurauksen ne siirtyvät (virittyminen) ulommille orbitaaleille (~kiertoradoille) tai jopa irtoavat kokonaan. Virittyminen tila ei kuitenkaan kestä kovin pitkään vaan elektronit palautuvat alemmille orbitaaleille tai vapaat elektronit sitoutuvat uudelleen atomien orbitaaleille ja vapauttavat energiaa. Energia poistuu atomista sähkömagneettisena säteilynä jolloin näemme sen revontulivalona.

K: Revontulet ovat yleensä vihreitä, mutta muitakin värejä näkee silloin tällöin. Miten revontulien eri värit syntyvät?


V: Revontulien esiintymiskorkeudessa on happi ja typpi atomeja ja molekyylejä. Yleisin vihreä revontulivalo (l=557,7 nm) on peräisin happi-atomeista, jossa elektronit siirtyvät toiselta energiatilalta ensimmäiselle perustilalle. Happi säteilee myös punaista revontulivaloa (l=630,0 nm ja l= 636,4 nm) kun ensimmäisen viritystilan elektronit siirtyvät perustilaan. Happi säteilee myös uv-valoa (l=297,2 nm) silloin kun toisen viritystilan elektronit siirtyvät suoraan perustilaan. Tätä tapahtuu hyvin vähän (noin 5 % ensimmäisestä viritystilasta siirtymisistä) ja uv-valo on näkymätöntä visuaalisesti havaittuna. 

Happi esiintyy yläilmakehässä myös molekyylinä (O2 ja O2+), jolloin se säteilee joko punaista tai vihreää valoa. Lisäksi happi säteilee näkymätöntä infrapunaista valoa.

Yläilmakehässä on myös typpeä, vaikkakin hieman vähemmän kuin happea. Typpi esiintyy eri muodoissa: atomeina (N, N+), molekyylinä (N2, N2+) ja typpioksidina (NO).  Typen atomit säteilevät revontulivaloa aallonpituusalueella 545–635 nm eli vihreästä oranssiin useissa eri väreissä. Typen molekyylit puolestaan säteilevät revontulivaloa aallonpituusalueella 345–410 nm, joka violettiin aallonpituusalueelle.  Typpioksidi säteilee ultraviolettivaloa.

Kaiken kaikkiaan revontulivalossa voidaan nähdä jopa kuuttatoista eri väriä, joskin lähekkäisten eri sävyjen erottaminen toisistaan voi olla vaikeaa. Päävärit ovat vihreä, punainen ja sinivioletti. Sopivasti päällekkäin mennessä päävärit voivat muodostaa yhdistelmävärejä kuten keltainen, pinkki tai jopa valkoinen.

Silloin tällöin pimeässä paikassa voi nähdä harmaita revontulia. Silloin kyse on niin himmeistä revontulista, että silmän värien näkemiskynnys ei ylity. Valokuvaamalla harmaat revontulet osoittautuvat usein vihreiksi revontuliksi.

K:Revontulissa esiintyy erilaisia muotoja kuten kaaria, vöitä, säteitä, kierteitä ja kruunu. Miten nämä syntyvät?

Revontulien verhomainen rakenne näkyy selkeästi tässä
Kanasainväliseltä avaruusasemalta otetussa kuvassa.
Kuva Wikimedia Commons.




























V: Revontulet ovat yleiseltä muodoltaan verhomaisia jonka suunta on maapallon magneettikentän mukainen. Tämä johtuu ilmakehään tunkeutuvien elektronivuon kapeudesta. Elektronit muodostavat eräänlaisen levyn, jonka leveys on vain sadan metrin luokkaa.  Elektronivuon tiheyden ollessa vähäinen, tilanne säilyy muuttumattomana ja revontulet näkyvät kaarena, vyönä tai verhona riippuen havaitsijan asemasta revontuliverhoon nähden.

Tilanne kuitenkin muuttuu elektronivuon tiheyden lisääntyessä. Tällöin verhon paksuus kasvaa ja koko järjestelmä muuttuu epävakaaksi. Tällöin pienikin häiriötekijä saa aikaan revontuliverhon poimuttumisen tai kiertymisen. Poimun halkaisija on noin 1–10 km, jolloin yleensä se nähdään säteinä. Häiriön ollessa paikallista laajemmalla alueella, se johtaa revontuliverhon kiertymiseen itsensä ympäri ja usein myös katkeamiseen. Tällöin kyseessä on halkaisijaltaan 100–1000 km kokoluokkaa olevasta ilmiöstä ja me näemme sen selkeänä spiraalina etenkin jos ilmiö esiintyy korkealla taivaalla.


Revontulikruunu näkyy havaitsijan keskitaivaalla. Sen tarkka asema määräytyy paikallisen magneettikentän mukaisesti. Kruunun muoto on seurausta perspektiivi-ilmiöstä, sillä sen keskiosa on korkeammalla kuin reunat. Keskiosan väri on usein punainen tai violetti ja reunat vihreitä.

Revontulikruunu. Kuva Wikimedia Commons.


Revontulet usein myös leiskuvat, sykkivät, loimuavat tai välkehtivät. Näissäkin ilmiöissä on kyse elektronivuon epävakaudesta mutta myös laajemmin magneettikentässä tapahtuvasta epävakausilmiöistä. Magneettikentän epävakaus aiheuttaa elektronivuon voimakasta tiheyden vaihtelua ja se näkyy revontulivalon kirkkauden vaihteluina. Usein myös maanpintakerrokseen indusoituneet sähkövirrat moduloivat elektronivuota (sähkövirtaa sekin) aiheuttaen loimuamista. 

Ehkä mielenkiintoisin, harvinaisin ja samalla selittämätön revontuli-ilmiö on revontulilaikut. Kirkkaudeltaan sykkiviä laikkuja voi esiintyä vain muutamia alueellisesti revontulivöissä tai säteiden läheisyydessä, mutta joskus niitä voi nähdä koko taivaan alueella jopa täysin irrallaan muista revontulista. Sykkiminen voi olla synkronoitunutta (kaikki laikut kirkastuvat samanaikaisesti) tai kirkastumiset ja himmenemiset etenevät laikuissa aaltomaisesti.  Itse olen elämäni aikana nähnyt parikertaa synkronisesti sykkiviä laikkuja. Ilmiön syitä ei ole kovinkaan helppoa selittää edellä kerrotuilla mekanismeilla.

K: Kuinka korkealla revontulet esiintyvät?

V: Revontulet esiintyvät yleensä mesopausin (85 km) yläpuolella termosfäärissä tai sen yläpuolella eksosfäärissä. Joskus erittäin voimakkaiden magneettisten myrskyjen aikana revontulia voi esiintyä mesofäärin yläosassa noin 65 km korkeudella.

Vihreät revontulet ovat yleensä noin 120–200 km korkeudella, punaiset 200–450km ja violetit näiden yläpuolella jopa joskus 1000 km asti. Korkeuslukemat eivät ole tarkkoja ja paljolti riippuu magneettisen myrskyjen voimakkuudesta, termosfäärin ja eksosfäärin lämpötilasta, elektronien nopeudesta kuin hiukkastiheydestäkin.  Voimakkaiden purkausten ja myrskyjen aikana korkeudet voivat olla hieman alempina kuin rauhallisempina aikoina. 

K: Milloin revontulia näkyy?


Katso reaaliaikainen Auringon aktiivisuusennuste tästä linkistä!

Revontulien määrä noudattaa auringonpilkkujaksoa niin,
että eniten revontulia nähdään pilkkumaksimin jälkeen parin
vuoden aikana. Kuva NOAA/SWPC.

VV: Revontulien näkyminen vaihtelee hyvin runsaasti riippuen vuodesta, vuoden ajasta ja tapahtumista Auringossa. Pitkällä aikavälillä revontulien esiintyminen noudattaa Auringon aktiivisuusjaksoa (auringonpilkkujaksoa). Näin ollen silloin kun Aurinko on aktiivinen, revontulia esiintyy runsaammin kuin aktiivisuusminimin aikoina.

Revontulia näkyy runsaimmin Auringon aktiivisuushuipun mentyä ohi parin vuoden ajan. Revontulet ovat suora seuraus Auringossa tapahtuviin flare- ja etenkin CME-purkauksista, joita ko. ajankohtana ilmaantuu runsaasti, jopa useita yhden vuorokauden kuluessa. CME eli koronamassapurkaus heittää avaruuteen suuren määrän aurinkoainetta, plasmaa. Jos purkaus sattuu oikeaan aikaan ja suuntaan, osa plasmapilvestä törmää maapallon magneettikenttään parin vuorokauden kuluttua ja aiheuttaa magneettisen myrskyn, joka puolestaan näkyy revontulina.


Aktiivisuusminimin lähestyessä Auringossa tapahtuvat purkaukset vähenevät, josta syystä revontulitoiminta jonkin verran hiipuu ja silloin kun revontulia näkyy, niiden voimakkuus ei ole huippuvuosien veroista.

Täytyy kuitenkin huomata, että myös aktiivisuusminimin aikana revontulia voi näkyä, joskus jopa hyvin kirkkaita. Tällöin revontulien aiheuttajana on Auringon korona-aukko, joka kohdistuu suoraan maapalloon. Korona-aukossa aurinkotuulen tiheys on tavallista vähäisempi mutta hiukkasten vauhti tavanomaista suurempi. Korona-aukko ei suoranaisesti aiheuta magneettista myrskyä mutta revontulitoiminta johtuu magneettikentän rauhattomuudesta jota myös alimyrskyiksi kutsutaan.

Revontulien esiintyvyys noudattaa myös vuodenaikaista rytmiä. Runsaimmin revontulia nähdään syys–lokakuussa ja maalis-huhtikuussa. Syyskauden revontulitoiminta alkaa käytännössä jo elokuun jälkipuoliskolla. Keskitalvella marras–helmikuussa revontulien esiintyvyys on suunnilleen puolet syksyn ja kevään lukemista. Kesällä revontulia ei voi nähdä pohjoisella pallonpuoliskolla johtuen valoisista öistä, mutta niitä esiintyy suunnilleen yhtä paljon kuin talviaikana.

Revontulet noudattavat myös vuorokautista rytmiä. Revontulet ovat yleensä kirkkaimpia, näkyvät korkealla ja runsaampina keskiyön jälkeen parin tunnin ajan. Aktiivisina revontulikausina, jolloin esiintyy magneettisia myrskyjä, revontulia voi nähdä jo iltayöstä alkaen aina aamutunneille asti. Hyvin voimakkaitten magneettisten myrskyjen aikana revontulia voi nähdä jo heti illalla, kun tulee riittävän pimeää ja ne jatkuvat aina aamuhämärään asti.

Revontulet eivät voimakkaittenkaan purkausten aikana jatku kirkkaudeltaan samanlaisina pitkään. Usein erillisten alimyrskyjen välillä voi olla puolentunnin tai tunnin mittaisia taukoja, tai revontulien näkyminen voi rajoittua hyvinkin lyhytaikaiseksi.


K: Näkyvätkö revontulet yhtä aikaa molemmilla pallonpuoliskoilla?

V: Kyllä, revontulet esiintyvät samanaikaisesti sekä pohjoisella kuin eteläisellä pallonpuoliskolla. Tarkkaan ottaen revontulet esiintyvät revontuliovaaliksi kutsutulla vyöhykkeellä magneettisten napojen ympäristössä.

Revontulia Etelämantereella. Kuva Wikimedia Commons.

Revontuliovaali on nimensä mukaisesti soikea vyöhyke, jonka pisin puoliakseli on noin 2500 km ja lyhyempi puoliakseli on noin 1500 km. Ovaalin koko kuitenkin vaihtelee sen mukaan kuinka voimakas magneettinen myrsky on: mitä voimakkaampi sen laajempi ovaali on. Usein revontuliovaali ulottuu maamme etelärannikolle ja voimakkaiden magneettisten myrskyjen aikana jopa Keski-Eurooppaan asti.

Pohjois-Amerikassa revontuliovaali perinteisesti on voinut ulottua jopa paljon kauemmaksi etelään, sillä magneettinen napa on sijainnut Kanadan pohjois-osan saaristossa. Parin viime vuosikymmenen aikana pohjoisen magneettinapa on kuitenkin siirtynyt vauhdilla kohti pohjoista ja sijaitsee nyt (2016) suhteellisen lähelle maantieteellistä pohjoisnapaa, siitä suunilleen Berigin salmen suuntaan jonkin matkaa. Näin ollen Pohjois-Euroopassa ja Siperiassa revontulien näkymismahdollisuudet ovat parantuneet ja Pohjois-Amerikassa vastaavasti hieman heikentyneet.




K: Miksi Lapissa revontulia näkyy useammin kuin Etelä-Suomessa?


Kp-indeksi, joka vaaditaan kullakin havaintopaikalla
revontulien näkymiseen lähiavaruuden ja geomagneettisen
kentän ollessa muutoin normaalina pidettävässä tilassa.
Pohjoisilla leveysasteilla revontulia näkyy pienemmillä
indeksin arvoilla kuin keskileveyksillä.
Kuva NOAA/SWPC.

























V: Lapissa revontulien näkyminen etelää useammin johtuu siitä, että se sijaitsee lähempänä magneettista napaa kuin Etelä-Suomi. Lapissa revontulia voi nähdä silloinkin, kun ei ole menossa minkäänlaista magneettista myrskyä, riittää kunhan vain pientä rauhattomuutta esiintyy magneettikentässä. Revontulien näkyminen Etelä-Suomessa edellyttää, jos ei suorastaan magneettista myrskyä, niin ainakin voimakasta alimyrskyä.  Voimakas rauhattomuus on luonnollisesti harvalukuisempaa kuin pieni väreily.


K: Kuinka revontuliennusteita laaditaan?

V: Revontuliennusteiden laadinta on hyvin monimutkainen juttu. Tästä syystä ennusteet myös harvoin osuvat aivan täysin kohdalleen.  Ennusteen laatimiseksi tarvitaan tietoja monista osatekijöistä kuten maapallon magneettikentän tilasta, lähiavaruuden avaruussäästä ja viimekädessä Auringon magneettikentästä, aktiivisuudesta ja siellä tapahtuneista purkauksista.

Ennusteen laadinnan lähtökohtana ovat K-, A ja a-indeksit, jotka ovat yksittäisten magneettisten mittausasemien magneettisten ilmiöiden tyyppiä, magneettikentän amplitudin maksimiarvoa ja A-indeksi vuorokausikeskiarvo. Näistä lasketaan 13 havaintoaseman keskiarvojen perusteella Kp-, Ap- ja ap-indeksit, jotka kuvaavat magneettikentän tilaa koko maapallolla. Ennustetta varten havaintoasemat pyrkivät myös ennustamaan tulevan kehityksen lähimpien 6 tunnin aikana.

Kp-indeksiennuste laaditaan myös 27–28 vuorokaudeksi. Kauden pituus määräytyi Auringon ekvaattoriseutujen pyörähdysajan mukaan, sillä magneettista rauhattomuutta aiheuttavat ilmiöt noudattavat suunnilleen Auringon pyrähdysaikaa. Jos siis hyvän revontulinäytelmän haluaa nähdä uudelleen, silloin noin 28 vuorokauden kuluttua on yleensä ainakin pieni mahdollisuus revontulien jälleen näkymiselle.

Kp-indeksi kertoo Maan magneettikentän tilan kolmen
tunnin jaksoissa ja sen lisäksi sen avulla pyritään
ennakoimaan tulevan kuuden tunnin kehitys.
Kuva NOAA/SWPC.

Jotta Kp-indeksistä oli käytännön hyötyä, täytyy tietää havaintopaikan magneettinen leveys tai sen perusteella laskettu Kp-indeksin arvo. Pirkanmaalla Kp-indeksi täytyy olla arvossa 4- tai enemmän (asteikko 0–9), jotta olisi edes vähäinen mahdollisuus revontulien näkymiselle. Etelämpänä, esimerkiksi Suomen etelärannikolla Kp-indeksin arvon täytyy olla 5- heikkojen revontulien näkymiseen.  Pohjoisessa ja Lapissa vastaavasti arvot 2 ja 1 tuottavat jo revontulia jos kaikki muut tekijät ovat suotuisia.

Kp-indeksin lisäksi tarvitaan tietoa lähiavaruuden avaruussäästä. Tätä varten avaruuteen on sijoitettu luotaimia noin 1,5 miljoonan km etäisyyteen Lagrangen pisteeseen Maan ja Auringon väliin. Luotain mittaa lähiavaruuden hiukkasten määrää, laatua ja nopeutta ja radioi tiedot maapallolle. Näin saadaan noin tuntia ennen ennakkovaroitus voimakkaista aurinkotuulen muutoksista. 

Hieman samaa tehtävää hoitaa SOHO- ja SDO-luotaimet samassa paikassa. Nämä kuitenkin havaitsevat suoraan Aurinkoa ja pystyvät havaitsemaan Auringossa tapahtuvat purkaukset jo niiden alkuvaiheessa noin kaksi vuorokautta ennen kuin niiden vaikutukset alkavat tuntua maapallon magneettikentässä.

Vielä on yksi oleellinen tekijä, joka loppujen lopuksi ratkaisee revontulen näkymisen tai niiden poisjäämisen. Kyseinen tekijä on planeettojen välisen avaruuden magneettikenttä, josta käytetään lyhennettä IMF.

IMF voidaan jakaa komponentteihin x-, y- ja z-akselien suuntaisesti, joista Bz on oleellisen tärkeä tuntea. Bz-kenttä vaihtelee pohjois- ja eteläsuunnan välillä joskus voimakkaammin ja joskus heikommin. Bz-kentän osoittaessa etelään joitakin nanotesloja (nT) revontulien esiintyminen on todennäköisempää kuin kentän osoittaessa pohjoiseen. Etelään suuntautuvien kenttien merkkinä käytetään miinus-merkkiä (-) ja pohjoiseen suuntautuvan kentän merkkinä plus-merkkiä (+). IMFn suunnan vaihtelu johtuu Auringosta, sillä kentän synnyttäjä on Aurinko ja kenttä suuntautuu ekvaattori tasossa Auringosta poispäin.

CME-pilvi purkautumassa Auringossa. Jos purkaus tapahtuu
oikeassa paikassa, niin pilvi voi törmätä maapallon magneettikenttään
parin vuorokauden kuluessa. Kuva Wikimedia Commons.

IMF ei osoita suoraan säteensuunasta Auringosta poispäin, vaan on kiertynyt Auringon ympärille spiraaliksi. Maapallon kohdalla spiraalin tulosuunta on noin 45° Auringon oikealla puolella. Tällä on oma merkityksensä etenkin syyskauden revontulien näkyvyyteen.

Auringon magneettikenttä (IMF) ohjaa niin CME-pilven kuin korona-aukkojen hiukkasten kulkureittiä siten, että ne päätyvät helpoimmin tunkeutumaan maapallon magneettikenttään erityisesti syyspäivän tasauksen aikoihin tai hieman sitä ennen. Tällöin maapallon on kallistunut kohti kenttää ja ”ovi” on avoinna hiukkasten tunkeutumiselle. Keväällä ja etenkin talvella tai kesällä tunkeutuminen ei ole lainkaan yhtä helppoa. Maapallon asento suhteessa IMF:ään selittää revontulien runsauden tasauspäivien aikoihin.




perjantai 11. maaliskuuta 2016

Kysymyksiä meteoreista

Meteoriitteihin liittyviin kysymyksiin on vastattu artikkelissa

Aloittelevan meteoriharrastajan parasta aikaa on elokuussa
näkyvät perseidit. Parvi on suhteellisen runsas ja olosuhteet
eivät ole liian epämukavia. Kuva  © Kari A. Kuure.

K: Milloin voisi nähdä meteoreja?

V: Meteoreja[1] voi nähdä jokaisena selkeänä yönä, tosin harvakseltaan. Maapallon vuoden kierrossa on kuitenkin aikoja, jolloin meteoreja voidaan nähdä runsaammin. Silloin yleensä puhutaan meteoriparvista ja parven ollessa joskus hyvin runsas, meteorisateesta. Joistakin meteoriparvista on aiheutunut niin runsaasti meteoreja, että niitä on kuvattu meteorimyrskyiksi.

Meteoreja voi siis nähdä milloin vain, sillä avaruudessa olevia kiviä on satunnaisilla Aurinkoa kiertävillä radoilla suhteellisen runsaasti. Luonnollisesti meteorin nähdäkseen, sään täytyy olla selkeä ja taivaan pimeä. Joskus kuitenkin maapallon ilmakehään tunkeutuvat kappale on sen verran kookas, että sen aiheuttama valoilmiö on mahdollista nähdä kirkkaassa päivänvalossa tai kajastuksena pilvipeitteen läpi. Kirkkaista meteoreista käytetään nimitystä ”tulipallo”.

Meteoriparvia esiintyy vuosittain muutamia kymmeniä. Suomessa on mahdollista tehdä havaintoja 27 parvesta, joskin osa niistä on hyvin heikkoja ja osa esiintyy vain kesäaikana, jolloin niiden näkeminen on käytännössä mahdotonta.

Huomautukset

[1] Meteori on ilmakehässä näkyvä valoilmiö, jonka aiheuttaa avaruudesta maapallon ilmakehään syöksyvä kivi. Pieni osa avaruudesta tulevista kappaleista on koostumukseltaan rauta-nikkeliseosta tai sekä kiveä, että rata-nikkeliseosta sisältäviä. Aikaisemmin tällaisesta valoilmiöstä käytettiin nimitystä ”tähdenlento” mutta virheellisenä siitä pitäisi luopua.

K: Mitkä ovat runsaimmat meteoriparvet ja milloin niitä voi nähdä?

V: Meteoriparvista muutamat ovat sellaisia, joita voi suositella maallikoillekin havaintokohteeksi. Tällaisia parvia ovat (ainakin):

Parvi
aktiivisuus
maksimi
tähdistö
ZHR (runsaus)
kvadrantidit
1.–5.1.
3.–4.1.
Karhunvartija
30–40 (joskus 120)
lyridit
19.–25.4.
22.4.
Herkules
10–20
perseidit
25.7.–20.8.
12.8.
Perseus
40–50 (joskus 150)
leonidit
6.–30.11.
16.–17.11.
Leijona
15 (joskus hyvin runsas)
geminidit
7.–15.12.
14.12.
Kaksoset
40–50 (joskus 160)

K: Kuinka meteoreja voisi havaita?

V: Meteorien havaitsemiseen ei tarvita mitään havaintovälineitä, omat silmät ovat parhaat havaintovälineet. Havaintopaikaksi pitäisi valita paikka, jossa ei ole valosaastetta. Tällaisia paikkoja löytyy lähinnä maaseudulta, jossa ei ole kirkasta katuvalaistusta tai voimakkaita valonheittäjiä lähellä. 

Meteoreja näkyy kaikissa ilmansuunnissa, mutta jonkinlainen käsitys meteorien tulosuunnasta olisi hyvä olla. Tulosuunta on kerrottu yllä olevassa taulukossa sarakkeessa ”tähdistö”. Jos tähtitaivaan tähdistöä ei tunne, niin silloin on järkevää hankkia jonkinlainen ajankohtaan sopiva tähtikartta, joka kertoo tähdistöjen ilmansuunnat kyseisenä ajankohtana.

Meteoriparvet esiintyvät yleensä viileänä tai kylmänä vuodenaikana. Jopa elokuussa esiintyvän perseidien aikaan on syytä pukeutua lämpimästi. Lisäksi termokseen pakattu lämmin juoma helpottaa oloa yön viileydessä.

Runsaimmin meteoreja voi nähdä keskitaivaalta. Havaintoasento seisten on kuitenkin epämukava, joten meteoriretkelle on hyvä syy varustautua aurinkotuolilla ja makuupussilla. Sitten vain asetutaan makuupussiin ja otetaan mukava asento aurinkotuolissa ja yritetään olla nukahtamatta parin kolmen tunnin havaintotuokion aikana.

Jos olet ensikertalainen, niin yllä kerrottu riittää sinulle jännittäväksi kokemukseksi meteoribongaajana. Jos olet jo ensimmäiset meteoriparvesi nähnyt, voit ryhtyä havaitsemaan niitä toden teolla. Tällöin tehdään muistiinpanoja esimerkiksi ”tukkimiehen kirjanpitoa” käyttäen varttitunnin jaksoissa. Ursan Taivaanvahti ottaa vastaan havaintoilmoituksia kaikenlaisista havainnoista.

K: Kuinka meteoreja valokuvataan?

V: Meteorien valokuvaaminen ei ole niin helppoa kuin voisi kuvitella. Meteori näkyy taivaalla yleensä 0,5–1 sekunnin ajan, joten tavalliseen tapaan valokuvaaminen ei onnistu. Kuvaamisessa täytyy käyttää aikavalotusta ja valotuksen pitää olla menossa silloin, kun meteori tavaalla vilahtaa.

Kamerassa on oltava ehdottomasti käsisäätömahdollisuus. Kaikissa digitaalisissa järjestelmäkameroissa näin onkin, mutta manuaalisäätöjä löytyy myös monista puolijärjestelmistä tai tavallisista digipokkareista. Kännykkäkameroilla meteoreja ei voi kuvata!

Digijärkkäreissä pitäisi olla mahdollisimman laajakulmainen objektiivi. Niitä ei yleensä ole kuin tähtivalokuvauksen harrastajilla, joten yleensä on tultava toimeen vakio-objektiivilla. Meteorisaalis normaaliobjektiiveilla on kuitenkin vähäisempi kuin laajakulmaa käyttävillä.

Tarkennus on tärkein asia, johon tulisi kiinnittää suurta huomiota ja tehdä se oikein. Automaattitarkennus ei toimi, vaan sitä käytettäessä tähtien kuvat ovat pyöreitä renkaita. Tarkennus on tehtävä käsin ja tarkistettava testikuvien avulla. Välttämättä kameran tft-näyttö ei kerro kuvan lopullista tarkkuutta, vaan järkevintä olisi tarkistaa kuva vaikkapa kannettavan tietokoneen ruudulta. Onneksi monet järkkärit voidaan liittää tietokoneeseen usb-kaapelilla. 

Oikean tarkennuksen löydyttyä, se voidaan varmistaa teippaamalla tarkennuspyörä vaikkapa maalarin teipillä liikkumattomaksi. Kuvauksen kuluessa tarkennus olisi tarkistettava vaikkapa puolen tunnin välein.

Toinen tärkeä asia on objektiivissa käytetty aukko. Yleensä se valitaan suurimmaksi mahdolliseksi ja siitä himmennetään puoli askelta. Aukon säädön voi myös teipata liikkumattomaksi.

Kuvauksen aikana objektiivin ulkopintaan (linssiin) voi tiivistyä kosteutta. Sen ehkäisemiseen voidaan käyttää sähköistä objektiivin lämmitintä, joita myydään yleensä kaukoputkia myyvissä liikkeissä. Objektiivin lämmitin tarvitsee tietysti oman virtalähteen, yleensä akun käyttövoimakseen.

Kameran herkkyys vaikuttaa siihen, kuinka himmeitä meteoreja kuvaan tulee näkyville. Yleensä herkkyys säädetään niin suureksi kuin kohina antaa myöten. Mitä suurempaa herkkyyttä käytetään, sitä enemmän kuvassa on näkyvää kohinaa. On sitten kuvaajan oma valinta, milloin kohina on sietämätöntä ja mitä herkkyyttä käytetään. Nykyaikaisilla kameroilla on mahdollista käyttää ISO1600–3200 ja joillakin merkeillä tätäkin suurempia herkkyyksiä.

Valotusaika määräytyy taustataivaan tummuuden mukaan. Jos kuvataan pimeässä tai taustataivas ei ole kirkas, valotusaika voi olla 30–60 sekuntia. Perseidien meteoriparvi kuitenkin esiintyy loppukesästä, jolloin taivas ei ole täysin pimeä. Tällöin joudutaan yleensä käyttämään huomattavasti lyhyempiä valotusaikoja, jopa vain 10 sekuntia.

Lankalaukaisin on välttämätön apuväline, mutta vielä parempi olisi käyttää sekvenssivalotuksen mahdollistavaa ohjainlaitetta. Näitä on saatavissa kaikkiin kameramerkkeihin muutamilla kympeillä, jos tyytyy kiinalaisvalmisteisiin laitteisiin. Kuvia otetaan siis niin plajon kuin muutamassa tunnissa ehtii ottaa. Kuvien välillä ei pidetä taukoja yhtään sen pitempään kuin mitä kamera valotusten väliin vaatii.

Vielä tarvitaan varuste, jota ilman ei tulla toimeen. Tarvike on kamerajalusta. Mikä tahansa jalusta on parempi kuin ei jalustaa lainkaan, mutta mitä tukevammasta laitteesta on kysymys, sen parempi.

Kokemus kertoo, että on myös hyvä varustautua täyteen ladatuilla vara-akuilla (mieluummin useammilla) ja muistikorteilla. Akut hyytyvät nopeasti kylmässä ja yön kuvasaalis etenkin lyhyillä valotusajoilla tulee hyvin suureksi, usein jopa moniin tuhansiin kuviin.




keskiviikko 2. maaliskuuta 2016

Kysymyksiä mustista aukoista

Taiteilijan näkemys mustasta aukosta.
Kuva Wikimedia Commons.

K: Mikä on musta aukko ja mitä on aukon toisella puolella?

V: Mustan aukon nimitys on hieman harahaanjohtava, sillä ”musta aukko” ei ole aukko sananvarsinaisessa merkityksessä. Musta aukko syntyy kun massiivinen tähti tulee kehityskaarensa loppupuolelle ja räjähtää supernovana. Jos alkuperäisen tähden massa on ollut riittävä, tähden ydin luhistuu ensin neutronitähdeksi ja lopulta mustaksi aukoksi.

Toinen tapa mustien aukkojen muodostumiseen on kaksoistähdissä. Toisiaan kiertävistä tähdistä massiivisempi kehittyy nopeammin ja riippuen tähden massasta, muuttuu valkoiseksi kääpiöksi tai neutronitähdeksi. Lopulta toinenkin alkuperäisistä tähdistä tulee kehityskaarensa päähän ja kokee ns heliumleimahduksen. Se tarkoittaa sitä, että kehityskaaren lopulla energian tuotanto tähden ytimessä siirtyy heliumin fuusiointiin. Tällöin tähden lämpötila kohoaa ja tähti laajenee punaiseksi jättiläiseksi.

Joskus punainen jättiläinen ja valkoinen kääpiö- tai neutronitähti kiertää niin lähellä toisiaan, että punaiseksi jättiläiseksi laajentunut tähti alkaa menettää massaansa kumppanilleen. Siinä vaiheessa kun massaa on siirtynyt riittävästi, kumppani räjähtää supernovana. Jos kumppani tähti oli neutronitähti, se luhistuu mustaksi aukoksi. Vastaavasti valkoinen kääpiötähti luhistuu neutronitähdeksi tai hajoaa supernovaräjähdyksessä kokonaan.

Musta aukko on hyvin pieneen tilavuuteen luhistunut tähden ydin. Mitkään aineen rakennetta ylläpitävät sähköiset ja muut luonnon perusvoimista eivät kykene estämään aineen luhistumista ja niinpä lopputuloksena on, että mustaan aukkoon joutunut aine päätyy musta aukon keskelle singulariteetiksi; äärimmäisen pieneksi pisteeksi, jolla on tähden koko massa.

Galaksien ytimissä on supermassiivisia mustia aukkoja.
Kuva Wikimedia Commons.
Edellä kuvatussa prosessissa syntyy ns. tähdenmassaisia mustia aukkoja.

Galaksien ytimissä sijaitsevia ja ilmeisesti myös siellä syntyneet miljoonien tai kymmenien miljoonien auringonmassaisten mustien aukkojen synty on vielä selvittämättä. Ilmeisesti mustat aukot yhdistyvät galaksien yhdistyessä ja näin niistä syntyy aina vain massiivisempia. Yhdistymisteoria ei kuitenkaan selitä sitä, mistä muinaisiin pieniin galakseihin syntyi supermassiivisia mustia aukkoja heti niiden muodostuttua. Ilmeisesti ensimmäiset supermassiiviset mustat aukot syntyivät itse alkuräjähdyksessä.

Heti kun musta aukko on muodostunut, sen ympärille aiheutuu tapahtumahorisontiksi nimetty raja. Kyseessä ei varsinaisesti ole mikään fyysinen raja, vaan etäisyys, josta poistumiseen mustan aukon ulkopuolelle ei edes massattoman valon nopeus riitä. Kaikki aine, joka päätyy tämän rajan sisäpuolelle, syöksyy singulariteettiin.

Kerrin musta aukkoja. Kuva Wikimedia Commons.
Ilmeisesti kaikki mustat aukot pyörivät itsensä ympäri, jolloin niitä kutsutaan Kerrin aukoksi. Tällöin tapahtumahorisontin välittömästi liittyen syntyy ergosfääriksi nimetty alue, jossa aika-avaruus pyörii valonnopeudella mustan aukon ympäri. Ergosfääri on tapahtumahorisontin ulkopuolella, joten ainakin teoriassa tältä alueelta vielä pääsisi poistumaan mustan aukon vaikutuspiiristä.

Vaikka musta aukko ei ole aukko ja sen toisella puolella ei ole mitään, usein puhutaan singulariteetistä lähtevästä madonreiästä. Tieteellisesti kyse on Einsteinin–Rosenin sillasta (asialle on muitakin nimityksiä) ja sen ajatellaan olevan äärimmäisen ohut kanava tai tunneli aika-avaruudessa. Tunneli johtaisi aika-avaruuden johonkin toiseen kolkkaan, johon syntyisi ns. valkoinen aukko.

Einsteinin–Rosenin silta olisi kuitenkin hyvin kapea ja sen kautta ei pääse siirtymään edes pieninkään hiukkanen. Kaiken lisäksi John Weeler ja Robert Fuller osoittivat vuonna 1962, että madonreiät olisivat äärimmäisen epävakaita ja katoaisivat heti, kun sellainen olisi muodostunut. Näin ollen valkoisia aukkoja ei ole olemassa ja madonreikä on vain suhteellisuusteorian luoma matemaattinen malli, jolla ei ole todellista vastinetta luonnossa.

K: Voiko mustan aukon nähdä?

V: Vastaus riippuu siitä, mitä tarkoitetaan näkemisellä? Jos näkemisellä ymmärrämme mustasta aukosta tulevan valon havaitsemista, niin silloin vastaus on ei. Itse mustasta aukosta ei voi tulla mitään sähkömagneettista säteilyä. Vastaus ei kuitenkaan ole aivan tyhjentävä, sillä käytettävissämme on joitakin keinoja, joilla voimme ainakin paikantaa tai osoittamaan mustan aukon olemassa olon.

Joutsenen tähdistö. Kuva Wikimedia Commons.
Musta aukko vaikuttaa ympäristöönsä monella tavalla. Etenkin galaksien keskustoissa olevien supermassiivisten mustien aukkojen vaikutuspiiriin joutuu tähtiä, jotka kiertävät sitä. Tällöin voimme havaita tähdet monillakin eri aallonpituuksilla, mutta ne näyttävät kiertävän tyhjässä avaruudessa. Tähtien ratoja havaitsemalla pystymme laskemaan musta aukon sijainnin ja massan ja näin olemme tulleet ”näkeneeksi” mustan aukon!

Jos mustaan aukkoon putoaa ainetta, esimerkiksi jokin tähti ajautuu mustan aukon läheisyyteen siten, että tähti ylittää Rochen rajan, silloin voimme nähdä tähän tapahtumaan liittyvää sähkömagneettista säteilyä. Mustan aukon lähellä tähti riipiytyy gravitaation vaikutuksesta kaasupilveksi, joka päätyy lopulta mustaan aukkoon. Aineen putoaminen ei kuitenkaan tapahdu suoraviivaisesti, vaan se muodostaa mustan aukon ympärille ns. kertymäkiekon. Kertymäkiekossa aineen tiheys ja lämpötila kohoavat hyvin suureksi ja aine säteilee kaikilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla radioaalloista aina gammasäteilyyn asti. Ja tämän säteilyn pystymme havaitsemaan!

Kolmas tapa "nähdä" mustia aukkoja on tai olisi havaita ns. Hawkingin säteilyä. Se syntyy mustan aukon tapahtumahorisontissa fluktuaatioksi nimetystä virtuaalihiukkasten ilmestymisen seurauksena. Hiukkaset (tavallisimmin fotoneita) syntyvät aina pareittain ja toinen niistä päätyy mustaan aukkoon. Toinen virtuaalinen hiukkanen puolestaan saa prosessissa hieman lisäenergiaa, muuttuu todelliseksi hiukkaseksi ja poistuu mustan aukon vaikutuspiiristä. 

Hawkingin säteilyn seurauksen mustat aukot tavallaan ”kiehuvat” ja menettävät massaansa. Hawkingin säteily on sitä voimakkaampaa mitä pienemmästä mustasta aukosta on kysymys. Lopulta musta aukko on enää vuoren massainen, jolloin Hawkingin säteily on niin voimakasta, että musta aukko katoaa hetkessä. Tämän viimehetken pystyisimme havaitsemaa kohtuullisen kirkkaan valonvälähdyksenä!

Yksittäinen ja paljas musta aukko voi toimia myös gravitaatiolinssinä ns. mikrolinssinä. Mikrolinssi-ilmiön voi aiheuttaa monet muutkin avaruuden kohteet kuten vapaat planeetat, ruskeat kääpiötähdet tai eksoplaneetat, joten ilmiön aiheuttajaa emme useinkaan pysty selvittämään ja sen osoittaminen mustaksi aukoksi on vaikeaa.

Mikrolinssin aiheuttavat kappale liikkuu avaruudessa. Silloin tällöin se joutuu jonkin etäisen ja ehkä himmeän kohteen eteen, jolloin musta aukon (tai muun kappaleen) gravitaatio toimii linssinä ja kirkastaa etäisen kohteen valoa optisen linssin tavoin jonkin aikaa. Ilmiö ei enää saman kohteen kohdalla toistu.

Aivan uusi tapa havaita mustia aukkoja on juuri nyt tulossa käytettäväksi. Kyseessä on gravitaatioaallot ja menetelmällä voidaan havaita toisiaan kiertäviä mustia aukkoja tai muita massiivisia kohteita. Toistaiseksi gravitaatioaaltoja on varmasti havaittu vain kaksi kertaa (v. 2015) ja riittävän herkkiä gravitaatio-observatorioita on vain kaksi, joten paikan määritys on hyvin epätarkkaa. Muutaman vuoden kuluttua, kun toimivia ja riittävän herkkiä observatorioita on enemmän, paikan määritys tarkentuu ja voimme tietää tarkasti missä mustat aukot ovat.

Näiden havaitsemistapojen lisäksi on olemassa joitakin muitakin menetelmiä mustien aukkojen olemassa olon varmistamiseksi.

K: Kuinka laaja mustan aukon tapahtumahorisontti on?

Kuva Wikimedia Commons.
V: Jos tunnemme mustan aukon massan, niin hyvin yksinkertaisella laskutoimituksella pystymme selvittämään tapahtumahorisontin koon (= Schwarzshildin säde). Jokaista auringonmassaa kohti tapahtumahorisontin säde on noin 3 km (~2,95 km). Noin ollen Linnunradan keskustassa oleva noin 4 miljoonan auringonmassaisen mustan aukon tapahtumahorisontin säde on noin 12 miljoona km. Se vastaa noin 1/5 Merkuriuksen radan säteestä.

K: Mitä tapahtuisi jos Aurinko muuttuisi tai salaperäisesti korvautuisi mustaksi aukoksi?

V: Ensinnäkin, Aurinko on aivan liian pieni kappale muuttuakseen mustaksi aukoksi. Auringosta tulee noin viiden miljardin vuoden kuluttua ensin punainen jättiläinen ja sen jälkeen se luhistuu maapallon kokoiseksi valkoiseksi kääpiötähdeksi.

Vastaus itse kysymykseen on, että tapahtumia olisi hyvin vähän. Maapallo jatkaisi Auringon kiertämistä kuten tähänkin asti. Musta aukko ei kuitenkaan säteile minkäänlaista valoa, joten aurinkokuntamme muuttuisi hyvin pimeäksi ja kylmäksi paikaksi. Maapallollakin lopulta ilmakehä tiivistyisi happi- ja typpijääksi maapallon pinnalle. Elämää ei tietystikään tällaisissa olosuhteissa esiintyisi!

K: Missä sijaitsee lähin tunnettu musta aukko?

V: Lähin tunnettu musta aukko on noin 2 800 valovuoden etäisyydellä sijaitseva V616 Mon. Se on kaksoistähtijärjestelmässä ja mustan aukon massa on noin 11 auringonmassaa. Sen kumppanitähti on hyvin pieni, vain noin 0,5 auringonmassainen. Kumppani kiertää mustaa aukkoa noin 7,75 tunnissa.

Cygnus X-1. Kuva Wikimedia Commons.
Toiseksi lähin musta aukko sijaitsee röntgen- ja radiosäteilystään tunnetussa Cycnus X-1:ssä. Se sijaitsee Joutsenen tähdistössä noin 6 070 valovuoden etäisyydellä ja mustan aukon massaksi lasketaan 14,8 auringonmassaa. Cygnus X-1 on kaksoistähtijärjestelmässä, jonka näkyvä tähti on ylijättiläistähti, joka tunnetaan luettelotunnuksella HDE 226868. Tähdet kiertävät toisiaan vain 0,2 au etäisyydellä (noin 1/5 Maan etäisyydestä Auringosta) ja kierto aika on 5,6 vrk.

Yksi varmimmista kandidaateista mustaksi aukoksi sijaitsee myös Joutsenen tähdistössä. Se tunnetaan luettelotunnuksella V404 Gycni. Kohde on tavallisesta Auringon kaltaisesta tähdestä (spektriluokka G) ja noin 12 auringonmassaisesta näkymättömästä kohteesta koostuva kaksoistähti. Tähtien kiertoaika on noin 6,5 vrk.

Mustan aukon etäisyys on noin 7 800 valovuotta. Itse mustasta aukosta saamme hyvin harvoin mitään havaintoja, ainoastaan joskus useiden vuosien välein havaitsemme kohteen lähettävän röntgensäteilyä.

K: Mitä tiedämme Linnunradan keskustassa olevasta mustasta aukosta?

V: Linnunradan keskustassa oleva musta aukko, jonka tunnemme nimellä Sagitarius A*, on massaltaan noin 4,3 miljoonaa auringonmassaa. Emme pysty tekemään siitä suoria havaintoja, mutta radioaalloilla ja infrapunaisella aallonpituudella valokuvaamalla saamme siitä joitakin tietoja.

Linnunradan keskusta sijairtsee oikeaal näkyvän vaaleaan
alueen keskellä. Kuva Wikimedia Comons.
Mustaa aukko kiertää ainakin satakunta Wolf-Rayet-tähteä, joista parinkymmentä hyvin lähellä mustaa aukkoa. Tähtiä havaitsemalla tutkijat ovat pystyneet laskemaan musta aukon massan.

Sagitarius A* säteilee voimakkaasti myös röntgensäteilyä. Etenkin tammikuussa 2015 havaittiin voimakkuudeltaan jopa 400-kertainen röntgenpurkaus aikaisempaan verrattuna. Tutkijat arvelevat, että purkauksen aiheutti asteroidin massaa vastaava ainemäärän joutuminen mustaa aukkoon. Tutkijat laskevat, että kaasua ajautuu mustaan aukkoon ainakin kolmisen vuosikymmentä ja se tietää edelleen voimistunutta röntgensäteilyä.

Tietokonesimulaatio mustaan aukkoon putoavasta kaasusta.
Kuva Wikimedia Commons.














Alla linkki ESOn tuottamaan videoon Linnunradan keskustassa olevasta musta aukosta.


https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/transcoded/1/1d/A_Black_Hole%E2%80%99s_Dinner_is_Fast_Approaching_-_Part_2.ogv/A_Black_Hole%E2%80%99s_Dinner_is_Fast_Approaching_-_Part_2.ogv.360p.webm


K: Imeekö musta aukko kaikki tähdet ja planeetat itseensä?


V: Vastaus on yksiselitteisesti ei. Mustaan aukkoon ajautuu ainoastaan materiaa, joka joutuu sen välittömään läheisyyteen. Mustassa aukossa ei ole mitään erityisvoimaa, joka ”imisi” kaiken materian itseensä. Ainoa voima, joka mustalla aukolla on käytettävissään, on sen massaa vastaava gravitaatio! Tämä sama voima on kaikilla galakseilla, tähdillä, planeetoilla ja kuilla. Musta aukko ei tässä suhteessa poikkea mitenkään esimerkiksi vastaavan massaisesta tähdestä.