Tähtivalokuvaus

Kameran liittäminen kaukoputkeen vaatii yleensä
vain pari kyppiä maksavan sovittimen. Kuvat Kari A. Kuure.

Tähtivalokuvaus kiinnostaa hyvin usein sellaisia henkilöitä, jotka ovat muutoinkin harrastaneet valokuvausta. Lähtökohtaisesta valokuvaamisen harrastaminen on hyvä juttu, sillä silloin yleensä oman kameran tekniikka ja mahdollisuudet ovat ainakin jossain määrin tuttuja. Tähtivalokuvaamisessa kuitenkin toimitaan normaalin valokuvaustekniikan ja kuvaustietämyksen äärirajoilla, joten aiheeseen paneutumista vaaditaan hyvin kokeneeltakin kuvaajalta.

K: Millaisia laitteita tähtivalokuvauksessa tarvitaan?

V: Tähtivalokuvausta voi tehdä monenlaisilla laitteistoilla, kaikkein yksinkertaisimmillaan tarvitaan vain tavallinen järjestelmäkamera + (tele)optiikka, jalusta ja (etä)laukaisin. Tällä varustuksella pystyy ottamaan kuvia ”viirutähdistä”, Kuusta, tähtitaivaasta (esimerkiksi tähtikuviot), revontulista sekä hohtavista yöpilvistä. Aurinkoa voi kuvata myös, mutta silloin tarvitaan lisäksi edullinen aurinkosuodatin.

Seuranta

Auringonpimennys 29.3.2006. Kuva on otettu ensimmäisessä
kuvassa näkyvällä yksinkertaisella, ilman seurantaa olleella laitteistolla.

Tähtitaivaan himmeät mutta laaja-alaiset kohteet vaativat edellisten varusteiden lisäksi seurantajalustan. Jalustoja on monenlaisia, mutta kaikkein yksinkertaisimmalla motorisoidulla seurannalla ja valovoimaisella kameraoptiikalla saa otettua kuvia Linnunradasta, kirkkaimmista tähtisumuista, avonaisista tähtijoukoista ja joistakin pallomaisista tähtijoukoista.

Hieman parempilaatuisilla ja mahdollisesti goto-ohjatuilla jalustoilla voidaan käyttää varsinaisia tähtikaukoputkia kameran optiikkana. Tällöin kohteeksi voivat valikoitua himmeämmät ja hieman pienemmät tähtitaivaan kohteet kuten tähtisumut, galaksit ja planeetat.

Käytitpä millaista jalustaa tahansa, sen suuntaaminen siten, että tähdet tai muut kohteet eivät vaella kuvakentässä valotuksen aikana, on erittäin oleellista. Suuntausmenetelmiä on monenlaisia, mutta jokaiseen niistä on tähtivalokuvauksen harrastajan perehdyttävä ja valittava omaan käyttöönsä sopivin.

Kamerat

Digitaallinen järjestelmäkamera (DSRL) on hyvin yleisesti käytetty kamera tähtivalokuvauksessa. Sitä ei kuitenkaan ole varsinaisesti suunniteltu tähtikuvaukseen, joten sen ominaisuudet eivät ole optimaalisia ainakaan kaikkien tähtitaivaan kohteiden kuvaamiseen. Digijärkkärin kohteita ovat yleensä Kuu, Aurinko ja planeetat. Muiden kohteiden kuvaamiseen on saatavilla CCD-kameroita niin mono- kuin värikuvaamiseen.

Muut varusteet

Muut varusteet kuvauksessa riippuvat hyvin pitkälti kuvattavan kohteen ominaisuuksista ja mitä ilmiötä kuvaaja haluaa kuviinsa saada. Lisävarusteita ovat erilaiset kamerasovittimet (adapteri), joilla kamera ja kaukoputki saadaan liitettyä toisiinsa. Planeettojen kuvaamisessa käytetään usein okulaarisuurennusta, jolloin kameran ja okulaarin liittämiseksi toisiinsa tarvitaan myös sovitin.

Tähtivalokuvauksessa käytetään myös hyvin usein suodattimia (filttereitä). Ne ovat hyvinkin tarpeellisia kuvattaessa esimerkiksi esikaupunkialueilla tai muutoin valosaasteisilla paikoilla. Aurinkoa kuvattaessa tarvitaan aina asianmukainen suodatin, jotta silmä- ja kameravaurioilta vältyttäisiin. Syvä taivaan kohteiden valokuvaamisessa käytetään usein monia erilaisia suodattimia ja myös planeettakuvauksessa niitä tarvitaan.

CCD-kameroita käytettäessä tarvitaan usein myös uv- tai vielä useammin ir-suodattimia, joko poistamaan tai päästämään läpi ko. valon aallonpituudet. Kirkasta (kaikki aallonpituudet läpäisevää) suodatinta käytetään yleensä CCD-kameroiden pölysuojana. Myös DSRL-kameroihin joihinkin merkkeihin on saatavissa vastaavia suodattimia.

K: Kuinka paljon tähtivalokuvausvälineet maksavat?

V: Tarkkoja hintatietoja on mahdotonta antaa. Yksittäisten laitteiden hinnat vaihtelevat myyjiltä toiseen ja valmistajasta ja mallista riippuen. Kaikkein yksinkertaisimmillaan valokuvatessa normaalikameravarustuksella lisäkustannuksia laitteiden hankinnasta ei synny. Toisessa ääripäässä tähtivalokuvaamiseen ”erittäin pahasti hurahtanut” voi helposti käyttää omakotitalon hinnan verran omaan tähtitorniin ja erilaisiin laitteisiin ja varusteisiin. Tavallinen tähtivalokuvausta harrastava käyttää vuodessa muutamasta satasesta pariin tonniin varusteiden hankintaan.

Aloitteleva tähtivalokuvaaja voi liittyä paikalliseen tähtiharrastusyhdistykseen ja yleensä vuotuista jäsenmaksua vastaan voi käyttää yhdistyksen laitteita valokuvaamiseen. Tällöin lisäkustannuksia kameravarustuksen ja joidenkin sovittimien lisäksi ei juuri synny.  Yhdistykseen liittymisen etuna on myös se, että yleensä yhdistyksen pidemmälle ehtineen valokuvaajat neuvovat ja opastavat aloittelevia tähtiharrastajia tähän erittäin tekniseen ja jossakin määrin vaativaan lajiin hyvin mielellään.

Kysymyksiä asteroideista

Apophis-asteroidin törmäys riski on
suurin punatäplitetyllä reitillä.
Halkaisijaltaan noin 270 metrinen
asteroidi törmäyksellään aiheuttaisi
kuitenkin tuhoa paljon laajemmalla alueella
kuin törmäyspaikan ympäristössä.
Vähintäänkin koko maapalloa uhkaisi
törmäyksen seurauksena merkittävä
ilmastonmuutos, jossa nykyinen
lämpeneminen olisi pikku juttu.
Useiden vuosien ajan ilmassa leijuva
hienojakoinen pöly viilentäisi maapalloa
merkittävästi ja jääkauden alkaminen
olisi mitä luultavinta. Kuva Wikipedia.

K: Voiko asteroidi törmätä maapalloon?

V: Maan radan tuntumassa Aurinkoa kiertää tuhansia isompia ja pienempiä asteroideja. Osa näistä asteroideista ei koskaan tule suoraan maapallon radalle tai ylitä sitä. Osa kuitenkin on sellaisilla radoilla, joka johtaa törmäykseen enemmin tai myöhemmin. Ehkä tällä hetkellä tunnetuin maapallon lähes törmäysetäisyydelle tuleva asteroidi on nimeltään Apophis.

Apophis havaittiin ensikerran joulun alla vuonna 2004. Ensimmäiset ratalaskelmat osoittivat, että asteroidi voi törmätä maapalloon huhtikuun 13. päivänä vuonna 2029. Silloin todennäköisyydeksi laskettiin 1:37, mikä oli korkein koskaan laskettu törmäysmahdollisuus. 

Vielä joulun aikana saatiin asteroidista lisähavaintoja, ja Tapanin päivään mennessä törmäykselle laskettiin todennäköisyys 1:45 000. Tämäkin olisi ollut uutisen paikka, mutta Indonesian tsunami seurauksineen vei huomion pois aiheesta. Niinpä moni on kuullut vain epämääräisiä huhuja törmäysmahdollisuudesta.

Tutkijat ovat seuranneet Apophis-asteroidin rataa, ja lisätutkimukset ovat osoittaneet, että vuonna 2029 se ohittaa maapallon vain 18 300 km etäisyydeltä. Tämä on tavattoman vähän, sillä tv- ja sääsatelliitit kiertävät Maata noin 36 000 km korkeudella. Törmäyksen mahdollisuudeksi viimeisimmät laskelmat antavat hyvin alhaisen arvon vuodelle 2029 ja Don Yeomansin (NASA Near-Earth Object Program) mukaan törmäystä ei silloin tapahdu.

Uhka ei kuitenkaan ole pyyhkäisty aivan kokonaan pois: ohittaessaan maapallon, asteroidin rata muuttuu hieman ja tämän seurauksena huhtikuun 13. päivänä 2036 on pieni mahdollisuus törmäykselle. Uusin todennäköisyysarvio tälle törmäykselle on 1:250 000. Tämänkään jälkeen Apophis ei ole kovin turvallisella radalla, vaan vuonna 2068 törmäykselle on laskettu mahdollisuus 1:330 000. Se ei ole enää kovinkaan suuri mahdollisuus, mutta tutkijat pitävät jatkossakin silmällä Apophista, sillä asteroidien ratoja ei yleensä pystytä kovin pitkäksi aikaa ennustamaan suurella tarkkuudella.

Vaikka lähitulevaisuudessa Apophis ei tuotakaan välitöntä uhkaa, asteroidi on vain yksi tuhansien muiden Maata lähestyvien asteroidien joukossa. Milloin vain voidaan löytää törmäyskurssilla oleva asteroidi, jonka törmäyksen estämiseen ei ole riittävästi aikaa.

Kaalijärvi on yksi tuoreimmista
törmäyskraattereista. Se syntyi
noin 4000 vuotta sitten, ja on
saattanut jättää muistumia
kansanrunoihin, joita voi lukea
mm. Kalevalasta ja Kalevipoegista.
Kuva Kari A. Kuure.

K: Kuinka asteroideja voidaan estää törmäämästä?

V: Ihmiskunnan intressissä on pyrkiä estämään asteroidien törmääminen maapalloon. Tehtävä ei ole helppo ja kuviteltavissa olevat keinot ovat yleensä hitaita tai niiden vaikutus on lähes olematon.

Asteroidien torjuminen vaatii satojen miljoonien dollarien puolustusjärjestelmän rakentamisen ja ylläpidon. Kustannukset ovat kuitenkin hyvin pieniä verrattuna pienenkin asteroidin aiheuttamiin inhimillisiin ja taloudellisiin kustannuksiin. Niinpä kustannuksia onkin verrattava vakuutukseen, joka ei korvaa aiheutuneita vahinkoja, vaan mahdollisesti estää koko vahingon syntymisen, tai ainakin pienentää vaurioita.

Elokuvissa Deep Impact ja Armagedon asteroideja ja komeettoja torjuttiin ydinlatauksilla. Asiantuntijat eivät pidä menetelmää hyvänä tai edes kovinkaan todennäköisenä keinona torjua törmäystä tai sen aiheuttamia vahinkoja, ellei törmäävä kappale ole aivan pieni. Räjäyttäminen kappaleiksi kun tuottaa suuren määrän pienempiä kappaleita, joiden aiheuttama tuho voi olla jopa paljon suurempi kuin yhtenä kappaleena Maahan törmäävän asteroidin.

Tarvitaan siis hienovaraisempia menetelmiä, joista asteroidin radan muuttaminen turvallisempaan suuntaan on tällä hetkellä suosituin. Käytettävissä oleva aika ratkaisee mitä menetelmää voidaan käyttää ja mitkä ovat sen kustannukset.

Ydinräjäytyksen jälkeen tunnetuin ja ehkä helpoimmin ymmärrettävissä oleva menetelmä olisi rakettimoottorin kiinnittäminen asteroidiin. Moottoria käytettäisiin lyhyissä jaksoissa aina silloin, kun sen tuottama työntövoima veisi asteroidia turvalliseen suuntaan. Menetelmä soveltuu lähinnä pienien asteroidien radan muuttamiseen, mutta siihen liittyy vielä toistaiseksi ratkaisemattomia teknisiä ongelmia.

Toisena menetelmänä on ehdotettu asteroidin pinnan ”maalaamista” vaaleaksi tai tummaksi riippuen sen pyörimisnopeudesta ja suunnasta.  Idea tässä on se, että ”maalaamisella” muutetaan luontaisesti esiintyvää Yarkovskin vaikutusta. Ilmiön havaitsi ensimmäisenä venäläinen insinööri Ivan O. Yarkovsky 1900-luvun alussa. Sen vaikutuksesta pyörivän asteroidin pintalämpötila ja sen seurauksena rata muuttuu auringonvalon imeytymisen ja heijastumisen vaikutuksesta. Menetelmä olisi kustannustehokas, mutta se vaatii aikaa vuosikymmeniä tai jopa vuosisatoja toivotun tuloksen saavuttamiseksi.

Edellistä tehokkaampia menetelmiä voisi olla suuren aurinkopeilin sijoittaminen asteroidin läheisyyteen. Peili heijastaisi auringonvaloa ja -lämpöä asteroidin pintaan aiheuttaen kaasunmuodostusta ja sen poistumisesta johtuvan voiman haluttuun suuntaa. Menetelmä voisi olla tehokas komeettamaisille, siis pinnaltaan jäisille kappaleille, mutta ei kovinkaan tehokas kivipintaisille asteroideille.

Ehkä tehokkain, ja kaikille asteroidityypeille sopiva menetelmä voisi olla massiivisen luotaimen sijoittaminen kappaleen läheisyyteen. Luotaimen massa aiheuttaisi asteroidiin pienen gravitaatiovoiman, joka muuttaisi sen rataa. Vastaava gravitaatiovoima avaruusalukseen kumottaisiin käyttämällä ionirakettimoottoreita, jolloin avaruusalus toimisi käytännössä avaruushinaajana vieden asteroidin turvallisemmalle radalle. Tämäkin menetelmä vaatii käytettävissä olevan ajan olevan useiden vuosien tai vuosikymmeninen mittainen. Apophisin tapauksessa tämä olisi ehkä kaikkein käyttökelpoisin, jos tarvittava välineistö olisi tällä hetkellä jo käytettävissä.

Faktat

• Apophisin halkaisija on noin 270 metriä.
• Asteroidin rata leikkaa Maan radan aina huhtikuun 13. päivänä.
• Mahdollisia törmäysajankohtia ovat vuodet 2029, 2036 ja 2068.
• Tällä hetkellä todennäköisin maapalloon törmäävä asteroidi on 1950 DA, joka kohtaa maapallon maaliskuun 16. päivänä 2880. Törmäykselle laskettu todennäköisyys vaihtelee 0–1:300, riippuen asteroidin pyörimissuunnasta.
• 1950 DA -asteroidin halkaisija on 1,1 km.
•  Asteroidien törmäyksistä johtuvien joukkosukupuuttoon kuolemisia on esitetty tapahtuneen noin 250 ja 65 miljoona vuotta sitten. Monia muitakin joukkosukupuuttoja on ehdotettu asteroidien aiheuttamiksi, mutta niille tieteellisesti riittävien näyttöjen kokoaminen ei vielä ole onnistunut.
• Suomen tunnetuin törmäyskraatteri on Lappajärvi. Se syntyi noin 75 miljoona vuotta sitten ja on noin 23 km laaja, nyt jo muotoaan muuttanut kraatterijärvi.
• Yksi tuoreimmista törmäyksistä tapahtui noin 4000 vuotta sitten Virossa Saarenmaalla. Törmäyksessä syntyi noin 100 m halkaisijaltaan oleva Kaalijärvi.

Päivänseisauksiin liittyviä harhaluuloja

Maapallon prekessioliike siirtää kevätpäivätasauspistettä kohti
itää. Yhteen kierrokseen eläinradan ympäri kuluu aikaa noin
26 000 vuotta eli muutos on noin 15 ° tuhannessa vuodessa.

K: Mitä tarkoitetaan kevät- ja syyspäiväntasauksilla?

V: Tähtitieteellisesti päiväntasaukset ovat hetkiä, jolloin Aurinko näennäisellä radalla ylittää taivaan ekvaattorin. Taivaan ekvaattori on maapallon ekvaattorin projektio tähtitaivaalla. Keväällä ylityssuunta on etelästä pohjoiseen ja syksyllä pohjoisesta etelään.

Auringon näennäinen vuotuinen etelä-pohjoissuuntainen liike johtuu maapallon pyörimisakselin kaltevuudesta ratatason kohtisuoran suhteen. Kallistuman määrä on noin 23,5 astetta. Päiväntasausten  aikana kallistuman avaruudellinen suunta on kiertoradan tangentin suuntainen, sillä pyörimisakselin suunta tähtien suhteen pysyttelee lähes muuttumattomana.

K: Onko päivän ja yön pituus yhtä pitkä tasauspäivänä?

V: Kevätpäiväntasaukseen, niin kuin myös syyspäiväntasaukseen liittyy useita uskomuksia, joilla ei ole todellisuuspohjaa. Ehkä yleisin näistä uskomuksista on, että tasauspäivänä yön ja päivän pituus on yhtä pitkä.

Tämän uskomuksen voi todeta helposti vääräksi, jos katsoo vaikka keltakantisesta almanakasta tai mistä tahansa tähtikarttaohjelmasta auringonnousu- ja laskuajat. Esimerkiksi Tampereella auringonnousu tapahtui 21.3.2015 kello 6.26 ja lasku kello 18.38. Jo pienellä päässälaskulla saadaan tulokseksi, että päivän pituus on 12 tuntia ja 12 minuuttia.

Päivän pituus oli tasan 12 tuntia 19. päivänä maaliskuuta, sillä Aurinko nousi kello 6.33 ja laski 18.33. Seuraavan yön pituus oli 4 minuuttia lyhyempi. Tästä eteenpäin päivän pituus kasvaa ja vastaavasti yö käy aina vain lyhyemmäksi.

Syyspäiväntasaus on 23.9.2015 kello 11.20 Suomen aikaa. Tällöin päivän pituus on 12 tuntia 9 minuuttia ja vasta 24./25.9. päivien välinen yö on tasan 12 tuntia pitkä.

K: Onko päivän pituus yhtä pitkä koko maapallolla tasauspäivinä?

V: Päivän pituus vaihtelee leveyspiireittäin. Pohjoisnavalla Auringon yläreuna nousi horisontin yläpuolelle 19.3.2015 kello 11.07 aikaa ja se laskee 25. syyskuuta kello 1.15. Näin ollen päivälle tulee pituutta 189 vuorokautta 14 tuntia 8 minuuttia.

Tultaessa kohti etelään, muutos on aluksi hyvinkin suurta. Esimerkiksi kevätpäiväntasauksen aikaan 80° leveyspiirin korkeudella päivän pituus on 12 tuntia 37 minuuttia, 70° leveydellä 12 tuntia 18 minuuttia. Tästä eteenpäin päivän pituus lyhenee maltillisemmin, mutta jatkuu ekvaattorille asti: 60° leveyspiirillä (ja Tampereen pituuspiirillä) päivänä pituus on 12 h 13 m, 50° 12 h 9 m, 40° 12 h 7 m, 30° 12 h 6 m, 20° 12 h 6 m, 10° 12 h 4 m ja ekvaattorilla 12 h 4 minuuttia.

Ekvaattorin eteläpuolella päivän pituus noudattelee suurin piirtein pohjoisen leveysasteiden mukaista pituutta. Etelänavalla auringonlasku tapahtui 22. maaliskuuta kello 14.18. ja auringonnousu koittaa 21.syyskuuta kello 21.11. Yölle tulee pituutta 183 vrk 6 h 53 minuuttia. Eroa pohjois- ja etelänapojen päivän ja yön pituuden välillä on siis 6 vrk 7 h 15 minuuttia, jonka aikana Aurinko näkyy molemmissa paikoissa horisontin yläpuolella sana aikaisesti.

K: Mistä erot päivän pituudessa johtuvat?

V: Erot tasauspäivien päivän ja yön pituudessa ja napojen samanaikaisesta (joskin suhteellisen lyhyestä) päiväajasta johtuvat maapallon ilmakehän valon kulkureittiä taittavasta vaikutuksesta, jota kutsutaan refraktioksi. Näemme lähellä horisonttia olevan ilmakehän ulkopuolisen kohteen noin puoli astetta ylempänä kuin mitä se ilman ilmakehää näkyisi. Tämä tarkoittaa sitä, että aivan horisontissa oleva Aurinko tai Kuu on todellisuudessa horisontin alapuolella vaikka se meistä näyttää olevan juuri sen yläpuolella.

Eikä refraktion vaikutus rajoitu ainoastaan vain Aurinkoon ja Kuuhun, vaan se ulottuu kaikkiin tähtitaivaan kohteisiin. Lisäksi refraktio ulottaa vaikutuksensa aina keskitaivaalle (zeniitti) asti, joskin voimakkuudeltaan kohteen korkeudesta riippuen. Refraktion vaikutus on voimakkain juuri horisontissa näkyvillä kohteilla.

K: Nouseeko Aurinko aina samasta kohtaa (idästä) horisontista tasauspäivinä koko maapallolla?

V: Auringonnousun atsimuutti (suuntakulma) riippuu sen ajankohdasta. Alla olevasta taulukosta näkyy, että atsimuutti vaihtelee leveyspiireittäin kevätpäiväntasauksena.

Leveys          auringonnousu                    auringonlasku

80°                86° 16’ 16”                         274° 55’ 49”

70°                88° 10’ 37”                         272° 25’ 04”

60°                88° 50’ 05”                         271° 34’ 06”

50°                89° 10’ 51”                         271° 07’ 52”

40°                89° 24’ 11”                         270° 51’ 28”

30°                89° 33’ 54”                         270° 39’ 56”

20°                89° 41’ 38”                         270° 31’ 05”

10°                89° 48’ 15”                         270° 23’ 52”

  0°                89° 54’ 19”                         270° 17’ 37”

-10°               90° 00’ 12”                         270° 11’ 54”

-20°               90° 06’ 17”                         270° 06’ 24”

-30°               90° 13’ 01”                         270° 00’ 46”

-40°               90° 21’ 02”                         269° 54’ 34”

-50°               90° 31’ 35”                         269° 47’ 02”

-60°               90° 47’ 25”                         269° 36’ 35”

-70°               91° 16’ 43”                         269° 18’ 31”

-80°               92° 40’ 33”                         268° 29’ 43”

Taulukossa on käytetty Tampereen pituuspiiriä. Pituuspiirillä on oma vaikutus atsimuuttiin: siirryttäessä länttä kohti auringonnousun ja -laskun atsimuutti siirtyy hieman pohjoisemmaksi ja syyspäivän aikaa atsimuutti siirtyy etelämmäksi.

Taulukosta voidaan havaita, että ekvaattorillakaan auringonnousu ja -lasku eivät tapahdu juuri idän tai lännen suunnasta.  Olisi mielenkiintoista jättää lukijan itsensä mietittäväksi mistä ero johtuu, sillä äkkiä ajateltuna auringonnousun pitäisi ekvaattorilla tapahtua juuri idän suunnasta. Syy tähän on se, että valitulla pituuspiirillä auringonnousu ei tapahdukaan juuri kevätpäiväntasauksen aikaan vaan tänä vuonna noin 5 h 45 minuuttia myöhemmin. Pituuspiirin valinta vaikuttaa myös laskusuuntaan. Ilmiö ei rajoitu pelkästään ekvaattorilla esiintyväksi, vaan sen voi havaita millä tahansa leveyspiirillä.

Pääsiäinen

Täysikuu määrittää ainakin useimpina
vuosina pääsiäisen ajankohdan.
Kuva Kari A. Kuure.

K: Miksi pääsiäisen paikka vuodessa vaihtelee?

V: Pääsiäisellä ei ole mitään kiinteää päivämäärää vaan se on jokaiselle vuodelle erikseen määriteltävä. Määrittelytehtävässä on osa ikivanhaa kuukalenteria, kirkkopolitiikkaa, uskontoa ja tähtitiedettä.

Jos pääsiäisen paikka määriteltäisiin puhtaasti tähtitieteen mukaan, niin siinä ei olisi mitään epäselvää, jos vain joistakin yksityiskohdista kansainvälisesti sovittaisiin. Tärkein näistä sovittavista asioista olisi se, että minkä paikkakunnan horisontin mukaan pääsiäinen laskettaisiin. Tämä on melkoisen tärkeä seikka, sillä maapallolla on 24 eri aikavyöhykettä ja joinakin vuosina käytetyllä aikavyöhykkeellä voi olla suurikin merkitys pääsiäisen viettopäivään.

Pääsiäisen laskennassa käytettävä sääntö on seuraava: Ensimmäinen pääsiäispäivä on kevätpäiväntasauksen jälkeisen täydenkuun jälkeinen sunnuntai!

Muinainen kuukalenteri, uskomukset ja politiikkakin haluavat kuitenkin näppinsä soppaan ja niinpä kevätpäiväntasaus ei olekaan astronomisesti määritelty, vaan on laskentasäännöstön mukaan aina maaliskuun 21. päivä. Myöskään täysikuu ei ole todellinen täysikuu, vaan tasaisin väliajoin toistuva virtuaalinen täysikuu. Todellinen ja virtuaalinen täysikuu ovat kyllä aika lähellä toisiaan mutta ei kuitenkaan riittävän tarkasti ja lopputuloksena on, että joinakin vuosina pääsiäistä vietetään eri ajankohtana kuin mitä yksinkertainen laskusääntö antaisi olettaa.

Poikkeusvuosia vuodesta 1900 vuoteen 2100 on kaikkiaan 18 kappaletta. Edellisen kerran tällainen poikkeusvuosi oli 1981 ja seuraavan kerran 2038. Poikkeussäännöstö on nimetty kirkolliseksi säännöstöksi.

Tunnettu matemaatikko Gaus laati laskusäännön, jonka mukaan voidaan laskea pääsiäisen ajankohta tuleville vuosille. Gaussin laskentakaava on suhteellisen helppo, mutta siinä on muutamia poikkeussääntöjä, jotka täytyy tuntea ennen kuin päästään oikeaan lopputulokseen.

Tarkan säännön mukaan pääsiäinen olisi aina maalikuun 22. ja huhtikuun 25. päivien välisenä aikana. Gaussin kaava antaa kuitenkin mahdollisuuden myös huhtikuun 26. päivälle, mutta silloin kirkollinen säännöstö siirtää pääsiäisen aina viikkoa aikaisemmaksi, eli huhtikuun 19. päivälle. Jos Gaussin laskentasäännön mukaan pääsiäinen olisi huhtikuun 25. päivänä, niin jälleen kirkollinen säännöstö siirtää sen huhtikuun 18. päiväksi. Lisäksi Gaussin laskentamallia voidaan käyttää sellaisenaan vain 1900- ja 2000-luvuilla.

Gaussin sääntöä parempaan lopputulokseen päästään Spencer Jonesin kirjassaan General Asronomy vuodelta 1922 esittämä laskusääntö. Tämä laskusääntö ei sisällä poikkeuksia. Laskentakaava ei tiettävästi ole Jonesin oma keksintö, vaan se on ilmestynyt jo vuonna 1876 Butchersin toimittamassa Ecclesiastical Calendar (Kirkollinen kalenteri).

Kuluvana vuonna (2015) pääsiäinen määräytyy astronomisten ja kirkollisten säännöstöjen pohjalta samaan viikonloppuun. Kevätpäiväntasaus oli maaliskuun 21. päivänä kello 11.36. Tämän jälkeinen täysikuu oli seuraavan kerran huhtikuun 4. kello 15.06, jolloin (ensimmäinen) pääsiäispäivä on huhtikuun 5. päivänä.

Poikkeusvuonna 1981 asiat olivat toisin. Kevätpäiväntasaus oli maaliskuun 20. päivänä kello 19.02.  Täysikuu oli sattumalta samana perjantaipäivänä, mutta kello 17.23. Kirkollisesta poikkeussäännöstä ilmenee, että seuraava sunnuntai maaliskuun 22. päivä ei ollutkaan pääsiäinen, vaan vasta huhtikuun 19. päivänä. Silloin oli myös täysikuu kello 10.59 aamupäivällä.

Hieman samoin asiat ovat vuonna 2038. Silloin kevätpäiväntasaus on maaliskuun 20. päivänä kello 14.40 ja sitä seuraava täysikuu maaliskuun 21. päivänä kello 4.09. Laskentasäännön mukaan pääsiäinen pitäisi silloin olla maaliskuun 21. päivänä mutta sitä vietetäänkin Gaussin ja kirkollisen säännöstön laskusäännön mukaan huhtikuun 25. päivänä.

Sinitaivas

Sininen taivas ja punainen iltaruskoa ovat saman ilmiön
kaksi eri ilmenemismuotoa. Molemmat johtuvat
sinisen valon sirottumisesta. Kuva Kari A. Kuure.

K: Miksi taivas on sininen?

V: Auringonvalo sisältää kaikki näkemiämme aallonpituuksia, siis värejä. Siniset aallonpituudet ovat lyhyempiä kuin vihreät, keltaiset, oranssit tai punaiset aallonpituudet. Eri aallonpituudet käyttäytyvät ilmassa eritavoin. Mitä lyhyempi aallonpituus sitä voimakkaammin valo sirottuu^[1] ilmakehän molekyyleistä. Tästä seuraa se, että punaisen pään pitkäaaltoinen valo ei siroa juuri lainkaan mutta sininen valo siroaa voimakkaasti.

Sinisen voimakas sirottuminen johtaa siihen, että auringonnousut ja etenkin -laskut ovat väriltään punaisia. Auringon suunnasta tulevasta valosta on sirottunut pois kaikki lyhyemmät valon aallonpituudet ja vain punainen on onnistunut läpäisemään sen. 

Ero ilta- ja aamuruskon välillä johtuu ilmakehässä leijuvien äärimmäisten pienten pölyhiukkasten ja vesipisaroiden (utu) määrien vaihteluista. Yleensä iltaisin ilmakehässä leijuvia pienhiukkasia on jonkin verran enemmän kuin aamulla ja sateen jälkeen vähemmän kuin pitkän poutajakson aikana.

Huomautus

[1] Sirottuminen on eräänlaista valokvanttien eli fotonien heijastumista hyvin pienistä hiukkasista ja tässä tapauksessa ilmakehän molekyyleistä. Valon aallonpituus määrittää sen kuin sirottuminen tapahtuu: sininen valo sirottuu lähes tasaisesti joka suuntaan, vain ultraviolettivalo sirottuu vielä tasaisemmin kaikkiin suuntiin. Tästä syystä kesällä varjossa ruskettuu yhtä hyvin kuin auringossa.

Revontulien äänet

Vihreät revontulet ovat tavallisimpia. Kuva Kari A. Kuure.

K: Synnyttävätkö revontulet ääniä?

V: Revontulia nähneet henkilöt kertovat silloin tällöin kuulleensa ritinää, napsahtelua tai hieman jyrinää muistuttavia ääniä revontulien näkymisen aikaan. Ääniä kerrotaan kuuluneen etenkin Lapissa, kovilla pakkasilla ja muutoin hiljaisilla paikoilla. Myös eteläisessä Suomessa on kerrottu ääniä kuullun vaikkakin harvemmin.

Revontulien äänistä on raportoitu sen verran usein, että kysymystä ei ole voitu ohittaa olankohautuksella. Asiaa on tutkittu useammassakin yliopistossa, viimeksi Aalto-yliopistossa, jonka tulokset julkaistiin heinäkuussa 2012. Aaltoyliopiston tutkimuksessa onnistuttiin jopa tallentamaan ritinää ja kohinaa sekä mikrofoniverkon ajoitusmenetelmillä pystyttiin määrittämään paikka missä paukahdukset ja ritinä oli syntynyt. Tutkimuksen mukaan revontulien äänet syntyivät lähellä maanpintaa, korkeintaan 70 m korkeudella.

Tutkimustulos on yhteneväinen sen käsityksen mukaan, että revontulet esiintyvät niin korkealla ilmakehässä (120 – 1 000 km), että äänen kulkeutuminen maanpinnalle on mahdotonta. Toisaalta revontulien syntymekanismi on sellainen, että siinä ei pitäisi edes esiintyä minkäänlaista äänen muodostumista. Revontulien syntytapa kun on sama kuin ulkomainoksissa käytetyissä neonvaloputkissa ja sisävalaisimien loisteputkissa tai pienoisloisteputkissa (energiansäätölampuissa). Kaikissa tapauksessa sähkövirta kulkee harvennetussa kaasussa ja valonmuodostusprosessi on täysin äänetön.

Aaltoyliopiston tutkimus ei kuitenkaan paljastanut äänen syntymekanismia. Aikaisemmin on arveltu, että etenkin ritinät syntyvät koronapurkauksissa esimerkiksi havupuiden neulasten kärjistä tai lumikiteiden terävistä sakaroista. Koronapurkaus edellyttää voimakasta sähkökentän olemassa oloa ^[1] ja sellaisen syntyminen on selitetty revontulien synnyttäneen sähkövirran (elektronien liikettä) aiheuttamalla indusoitumisella. Toistaiseksi parempaa äänen syntymekanismin selitystä ei ole esitetty, joten oletetaan selityksen pitävän paikkansa. 

Päivitys 12.7.2016

Aalto-yliopistossa tehty tutkimus on julkaistu ja loppupäätelmänä on se, että äänet syntyvät noin 70 metrin korkeudessa joissakin sääolosuhteissa esiintyvässä inversiokerroksessa. Lue tarkemmin artikkeli http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2016/06/uusi-havainto-selittaa-revontulien-aanet.html

Oletko itse kuullut revontulien ääniä? Voit verrata kuulemaasi ääntä menemällä tyynenä ja hieman kostella säällä hiljaisen paikkaan voimalinjan alle kuuntelemaan. Voimalinja voi olla 20 kV tai suurjännite (220 kV tai 440 kV) linja. Tällöin voit kuulla koronapurkauksen aiheuttamaa ritinää.

Huomautus

[1] terävä kärki toimii purkauskanavan synnyttäjänä sen vuoksi, että elektronitiheys kärjessä kohoaa suureksi ja sähkökenttä voimistuu paikallisesti ilman läpilyöntilujuutta korkeammaksi. Kuvan ilman läpilyöntilujuus on noin 3 kV/mm ja ilman kosteus alentaa sitä. Tavallisessa ulkoilmassa koronapurkauksia voi esiintyä jo 5 kV/cm sähkökentässä, jos kentässä on sopiva sähköä johtava piikki tai kärki. 

Tähdet

Orionin tähdistössä sijaitseva Betelgeuse (a Ori), sijaitsee noin
430  valovuoden etäisyydellä. Kuva Kari A. Kuure.

K: Kuinka kaukana tähdet ovat?

V: Tähtien etäisyys vaihtelee hyvin paljon. Aurinkoamme lähinnä oleva tähti, Proxima Centauri, sijaitsee noin 4,23 valovuoden^[1] etäisyydellä ja muuta tähdet ovat sitä kauempana. Yksi valovuosi on (pyörein luvuin) noin 10 000 000 000 000 km, joten Proxima on noin 42 300 000 000 000 km etäisyydellä.

Linnunradan kierteishaarojen halkaisija on noin 100 000 valovuotta, joten galaksiimme kuuluvia tähtiä on ainakin 78 000 valovuoden etäisyydellä. Todellisuudessa yksittäisiä tähtiä ja tähtiryhmiä on vieläkin kauempana, sillä Linnunradan gravitaatio pitää otteessaan paljon kauempana olevia tähtiä.

Tähtitaivaalla näkemämme tähdet ovat yleensä paljon lähempänä. Useimmat paljain silmin näkyvistä tähdistä on muutaman kymmenen tai muutaman sadan valovuoden etäisyydellä, riippuen tähden kirkkaudesta. Tähden paljain silmin nähty kirkkaus ei ole merkkinä siitä, että tähti olisi lähellä ja himmeä tähti kaukana. Tämä johtuu siitä, että tähtien kirkkaus vaihtelee kertoimilla ~ 0,1–100 000 riippuen tähden massasta.  

Kaukaisimmat paljain silmin näkyvät tähdet ovat hieman alle 3 000 valovuoden etäisyydellä. Tähtitaivaan kirkkain tähti Sirius (a CMa, kirkkaus –1,5^m) on noin 8,8 valovuoden etäisyydellä. 

Wikipediasta löytyy useita tähtiluetteloita, joista voi etsiä kiinnostavia kohteita:

Lähitähdet

http://fi.wikipedia.org/wiki/Luettelo_l%C3%A4himmist%C3%A4_t%C3%A4hdist%C3%A4

Paljain silmin näkyvät kirkkaimmat tähdet^[2]

http://fi.wikipedia.org/wiki/Luettelo_n%C3%A4enn%C3%A4isesti_kirkkaimmista_t%C3%A4hdist%C3%A4

Absoluuttisesti kirkkaimmat tähdet

http://fi.wikipedia.org/wiki/Luettelo_absoluuttisesti_kirkkaimmista_l%C3%A4hit%C3%A4hdist%C3%A4

Auringonkaltaiset tähdet

http://fi.wikipedia.org/wiki/Luettelo_auringonkaltaisista_t%C3%A4hdist%C3%A4

Huomautukset

[1] Valovuosi on etäisyys, jonka kulkemiseen valolta kuluu aikaa 1 vuosi. Valovuoden pituus on 9 461 000 000 000 km, jonka on 0,3066 pc (parsekia). Tähtitieteilijät käyttävät etäisyysmittana parsekia, joka on 3,26 valovuotta.

[2] Luettelon antamiin etäisyystietoihin tulee suhtautua hieman varauksella, sillä joidenkin tähtien etäisyystiedot voivat olla virheellisiä, johtuen etäisyysmääritysten suuresta epävarmuudesta. Tällainen tähti on esimerkiksi Deneb (a Cyg), jolle luettelo antaa etäisyydeksi noin 3000 valovuotta, mutta jonka todellinen etäisyys voi olla jopa vain puolet tästä.