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.


Revontulien verhomainen rakenne näkyy tässä Kanasianvälisellä
avaruusasemalla otetusta kuvasta. Luva Wikimedia Commons.
K: Revontulissa esiintyy erilaisia muotoja kuten kaaria, vöitä, säteitä, kierteitä ja kruunu. Miten nämä syntyvät?


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. Kuva Wikimedia Commons.

Revontulikruunu esiintyy 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.

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.


Revontulien määrä noudattaa auringonpilkkujaksoa
niin, että eniten revontulia nähdään maksimin jälkeen
parin vuoden aikana. Kuva NOAA/SWPC.
K: Milloin revontulia näkyy?


V: 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.


Revontulia Etelämantereella. Kuva Wikimedia Commons.
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.

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?


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.


Kp-indeksi, joka vaalitaan kullakin havaintopaikalla
revontulien näkemiseen. Pohjoisessa revontulia
näkyy pienemillä indeksin arvoilla kuin etelässä.
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 magneettikentä tilan 3 tunnin jaksoissa.
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.


torstai 4. helmikuuta 2016

Maapallon vesi

Maa on sininen planeetta, jossa on runsaasti vettä. Kuva
The Suomi NPP Blue Marble, Credit:NASA/NOAA.

K: Kuinka maapallo sai vetensä?

V: Toistaiseksi kysymykseen ei ole ehdottomasti oikeaa vastausta. Eri tutkijat ja tutkimusryhmät painottavat hieman eri asioita ja veden alkuperälle on useita teorioita. Ilmeisesti yhtä ainoaa alkuperäistä vesilähdettä ei edes ole olemassa, vaan maapallolle on joutunut vettä useasta eri lähteestä.

Maapallo syntyi noin 4,65 miljardia vuotta sitten Auringon synnynjälkeen sitä kiertäneestä protoplanetaarisesta kiekosta. Kiekon koostumus oli sama kuin Auringon, siis raskaista metalleista aina kevyisiin kaasuihin asti. Protoplanetaarisen kiekon hiukkaskoko alun perin oli hyvin pieniä ja sen lämpötilajakauma riippui tarkasteltavan alueen etäisyydestä Auringosta.

 Aurinkoa lähimpänä olevilta alueilta haihtuivat kaikki kevyet alkuaineet ja vain raskaimmat (metallit ja piioksidit) pystyivät tiivistymään suuremmiksi kappaleiksi, planetesimaaleiksi. Kevyemmät alkuaineet kuten kaasut ja vesi säilyivät haihtumatta vasta useiden astronomisten yksiköiden etäisyydellä Auringosta. Tosin Auringon säteilyvoimakkuus oli nykyistä heikompi, joten vesi saattoi säilyä haihtumattomana suhteellisen lähellä protomaata.

Planetesimaalit kerääntyivät keskinäisten gravitaatiohäiriöiden vaikutuksesta suuremmiksi kappaleiksi. Viimein niistä tuli sen verran massiivisia, että ne alkoivat vaikuttaa gravitaatiollaan ympäristöihinsä. Näistä suuremmista kappaleista tuli planeettojen esiasteita, protoplaneettoja.
Protomaapalloon törmäsi suuri määrä planetesimaaleja, joista osa oli peräisin kauempaa aurinkokuntamme ulko-osasta. Näin jo protomaahan tuli jonkin verran vettä. Veden määrää on vaikea arvioida, mutta ilmeisesti se kuitenkin oli merkittävä.

Maapallon massa kasvoi ensimmäisen sadan miljoonan vuoden aikana siten, että se alkoi olla noin 80 %  nykyisestä massasta. Maapallon materiaalissa ollut radioaktiivinen alumiini (ja muut radioaktiiviset alkuaineet) kuumensivat maapalloa jopa niin paljon, että planeetan ydin suli jo hyvin varhaisessa vaiheessa. Tapahtui tiheiden ja vähemmän tiheiden alkuaineiden differentoituminen (erottuminen). Protomaa sai raskaan metalliytimen.

Kuun syntymisen jälkeen maapllo oli kauttaaltaan
sula. Kesti satakunta miljoona vuotta ennen kuin ensimmäiset
meret lainehtivat maapllolla. Kuva Public Domain Freigabe
durch NPS/ 
Oder Zeichner.
Pintaan törmäävät planetesimaalit puolestaan kuumensivat pintamateriaalin, joka ilmeisesti suli. Pintamateriaalin sisältämät kaasut vapautuivat ja muodostivat suhteellisen tiheän ilmakehän. Tiheä ilmakehä toimi eristeenä, joka hidasti maapallon jäähtymistä. Maapallon pinta oli kuitenkin noin sadan miljoonan vuoden ikäisessä maapallossa jo syntynyt kauttaaltaan ja kuorikerros oli kymmeniä kilometrejä paksu.

Noin sadan miljoonan vuoden ikäiseen maapalloon törmäsi Theia, noin nykyisen Marsin massainen kappale. Törmäys oli uusimpien mallien mukaan täysin kohtisuora ja sen seurauksena maapallo menetti ensimmäisen ilmakehänsä ja ison osan silloisesta kuorikerroksesta. Kuorikerroksen aineksesta syntyi Kuu hyvinkin nopeasti.

Törmäyksen seurauksena menetetyn kuorikerroksen alta paljastui vielä sulassa tilassa ollut mantteli, Theian ja Maan rautapitoiset ytimet yhdistyivät ja vuorovesivoimat kuumensivat ja pitivät sulana kumpaakin kappaletta. Kuu paljon pienempänä kappaleena kuitenkin jäähtyi nopeammin, mutta jo tässä vaiheessa kiertoaikaan lukkiutunut pyöriminen käänsi aina saman puolen kohti Maata. Vuorovedestä johtuen suurempi Maa jäähtyi hitaammin ja piti myös Kuun Maan puoleista osaa sulana pidempään kuin Maasta poispäin kääntynyttä puolta.

Theian mukana oli ilmeisesti tullut merkittävä määrä vettä ja muita kaasuja ja lisäksi maapallon alkuperäiseen ainekseen liuenneet kaasut ainakin osittain vapautuivat ja muodostivat järjestyksessä toisen ilmakehän. Tässä ilmakehässä oli mukana vesihöyryä, joka hiljalleen tiivistyi vedeksi maapallon jäähtyvälle pinnalle. Näin ollen maapallo on saanut ensimmäiset merensä jopa 4,4 miljardia vuotta sitten.

Seuraavien satojen miljoonien vuosien aikana maapalloon törmäsi jonkin verran lisää planetesimaaleja, joiden mukana tuli myös vettä. Noin 4,2 miljardia vuotta sitten käynnistyi ”suurena asteroidipommituksena” tunnettu ajanjakso, jonka aikana aurinkokuntamme sisäosia pommitti nykyistä runsaampi asteroideista ja komeetoista koostuvien törmäysten sarja. Tältä aikakaudelta on säilynyt tunnistettavia kraattereita mm. Kuussa Mare Nectaris (4,1 – 3,9 miljardia vuotta sitten) ja ainakin 12 muuta iskemäallasta. Maapallon aktiivinen laattatektoniikka on hävittänyt kaikki jäljet.  Tällä kaudella maapallo on saanut täydennystä vesivarastoonsa.

Noin 3,85 miljardia vuotta sitten, aurinkokunnan sisäosien asteroidipommitus heikkeni nykyiselleen. Asteroidien mukanaan tuoman veden ja maapallon vulkaanisen toiminnan seurauksena ilmakehään joutui suuri määrä vesihöyryä, joka tiivistyi lopulta meriksi.

Yhteenvetona voidaan sanoa, että maapallon vedellä ei ole vain yhtä alkuperää. Ensimmäisenä maapallolle tuli vettä planetesimaalien mukana. Sen jälkeen Theia toi mukanaan oman annoksensa ja suuren asteroidipommituksen aikana vettä tuli Maahan törmänneiden kappaleiden mukana. Nämä kappaleet olivat peräisin Oortin pilvestä (vesijäästä koostuvia komeettaytimiä) sekä Neptunuksen radan ulkopuolelta (TNO)ja pääasteroidivyöhykkeeltä (asteroidit) peräisin olevia jonkin verran vettä sisältäneitä kappaleita. Nykypäivänä maapallo edelleen vastaanottaa pieniä määri vettä törmänneiden asteroidien ja pienten komeettaytimien tuomana.

Isotooppijakauman tutkiminen on paljastanut, että erityisesti hiilipitoiset ja runsaasti vettä sisältävät asteroidit voivat olla tuoneet mukanaan hyvin suuren osan maapallon vedestä. Komeetoilla ja TNOlla, vaikkakin ne sisältävät vettä hyvin runsaasti, on ollut pienempi merkitys vesikertymässä.

Eräät tutkijat ovat esittäneet, että maapallon alkuperäisen materiaalin mukana tullut vesi on voinut kokea jonkinlaisen isotooppimuutoksen. Deuteriumin ja vedyn suhde (D/H) kasvoi, sillä tavallinen vety katoaa avaruuteen nopeammin kuin hieman raskaampi deuterium. Prosessia on kiihdyttänyt maapallon korkea pintalämpötila ja aktiivinen vulkaaninen toiminta.


lauantai 30. tammikuuta 2016

Kysmyksiä Kuusta

Vuorovesivoima kohdistuu
eri suurina Maa–Kuu-akselin
jakamaan puoliskoihin. Kuuta
lähempänä oleva vuoksiaaltoon
Maassa ja vastaavasti Maata
lähimpänä olevaan vuoksiaaltoon
Kuussa kohdistuu suurempi
gravitaatiovoima (F
1) kuin
niiden vastakkaisiin puoliskoihin (F
2).
Tästä aiheutuu pyörimistä
hidastavat vääntömomentit (M
v)
sekä Kuun radan tangentin
suuntainen nettovoima (F
3),
joka pyrkii kiihdyttämään Kuun
ratanopeutta. Liikeratojen
dynamiikasta johtuen voimasta (F
3)
 on seurauksena Kuun ratasäteen
kasvaminen, eli Kuu etääntyy
maapallosta. Piirros 
© Kari A. Kuure.

K: Miksi Kuu ei pyöri?

V: Kuu pyörii itsensä ympäri aivan samalla tavalla kuin kaikki muutkin aurinkokunnan kappaleet. Kuun pyöriminen on vain hieman erikoista, vaikkakaan ei mitenkään ainutlaatuista. Kuu pyörähtää itsensä ympäri samassa ajassa kuin mitä sen yksi kierros maapallon ympäri kestää. Toisin sanoen, Kuun pyörähdysaika on lukkiutunut samaksi kuin mitä sen kiertoaika on. Tästä syystä Kuusta näkyy meille maapallolla aina sama puolisko eikä se näytä pyörivan.

Näin on tapahtunut myös muualla aurinkokunnassamme. Esimerkiksi Jupiterin suuret kuut ovat lukkiutuneet pyörimään itsensä ympäri samassa ajassa kuin mitä ne kiertävät Jupiterin ympäri.

K: Mistä lukkiutuminen johtuu?

V: Kuun syntymisen jälkeen se kiersi maapalloa hyvin lähellä. Yhteen kierrokseen kului aikaa noin 20 tuntia. Maapallon gravitaatio sai aikaan Kuun muodon muuttumisen soikeaksi, samoin Kuu aiheutti maapalloon pienen muodon muutoksen, mutta ei läheskään yhtä suurta kuin mitä Kuuhun syntyi.  Ilmiötä kutsutaan vuorovesivoimaksi, koska maapallolla esiintyvä vuorovesi johtuu juuri tästä samasta syystä.

Koska Kuu pyöri itsensä ympäri nopeammin kuin mitä yhteen kierrokseen maapallon ympäri kului aikaa, soikeus ei kohdistunut suoraan maapalloa kohti, vaan oli hieman vinossa. Tämä puolestaan, johti siihen massajakauman epäsymmetrisyyteen Maa–Kuu-linjalta. Epäsymmetrisyys puolestaan synnytti Kuun pyörimistä hidastava vääntömomentin. Aikojen kuluessa tämä vääntömomentti kulutti lähes kokonaan Kuun pyörimismomentin. Siitä jäi jäljelle vain sen verran, että nykyisin pyörimisaika on sama kuin kiertoaika.

Vuorovesivoima johti toiseen samanaikaiseen tapahtumaan – maapallon pyöriminen hidastuu! Kuu sai aikaan maapallolla samanlaisen vuoksiaallon kuin maapallo Kuuhun. Koska maapallon pyöriminen oli nopeampaa kuin Kuun kiertoliike, vuoksiaalto oli Maa–Kuun linjaa edellä. Jälleen epäsymmetrisestä massajakaumasta johtuen maapallon pyörimisliikettä vastaan syntyi vähäinen sitä vastustava vääntömomentti, jonka seurauksena maapallon pyöriminen itsensä ympäri hidastui ja hidastuu edelleen.

On olemassa vielä kolmaskin seuraus maapallon massajakauman vähäisestä epäsymmetrisyydestä. Se aiheuttaa Kuulle sen ratanopeutta kiihdyttävän voiman. Nykyisin tuo voima on suhteellisen vähäinen, mutta heti Kuun synnyn jälkeen se oli huomattavasti voimakkaampi. Vuorovesivoiman seurauksena Kuun ratanopeus pyrki kiihtymään, josta puolestaan seurasi Kuun radan etääntyminen maapallosta. Näin maapallon menettämä pyörimisenergia siirtyi Kuun potentiaalienergiaksi ilman, että se olisi hävinnyt mihinkään.

Näin jatkui vuosimiljardeja aina nykypäivään asti ja näin tulee tapahtumaan myös tulevaisuudessa. Nykyisin Kuu etääntyy maapallosta noin 3,8 cm vuodessa ja maapallon pyörimisliike hidastuu noin 1,7 ms vuorokautta kohti sadan vuoden aikana.

Koska Kuun pyörimisliike on jo lukkiutunut kiertoaikaan, siinä ei tule tapahtumaan muutosta kuin että Kuun etääntyessä Maasta, sen kiertoaika ja pyörähdysaika pitenevät edelleen.  Maapallon pyörähdysaika hidastuu niin kauan kunnes sekin lukkiutuu Kuun kiertoaikaan. Näin on jo tapahtunut Pluto–Charonin järjestelmässä. Aikaa Maan ja Kuun järjestelmän täydelliseen lukkiutumiseen kuitenkin kuluu useita vuosimiljardeja. On mahdollista, että täydellistä lukkiutumista ei ehdi koskaan tapahtua ennen kuin Aurinko laajenee punaiseksi jättiläiseksi tuhoten Kuun ja mahdollisesti myös Maan.




keskiviikko 23. joulukuuta 2015

Päivän pituus

K: Talvipäivänseisauksen jälkeen sanotaan päivän olevan jouluna kukonaskeleen verran pidempi. Mitä tämä tarkoittaa, kuinka paljon pitempi päivän on jouluna?

V: Suomalaisissa sananlaskuissa sanotaan jouluna päivän olevan kukonaskelta pitempi.  Sananlasku on levinnyt lähes koko Suomeen, joskin sanamuodoissa on vaihtelua ja joskus kukko on vaihtunut kanaksi. Näin ollen on hieman vaikea tietää tarkasti, mitä joulun päivää tarkoitetaan, mutta silloin yleisesti tarkoitettaneen tapaninpäivää[1] (26.12.).

Tarkastelen päivän pituutta Tampereen horisontin mukaan. Talvipäivänseisauksena (2015) auringonnousu tapahtui kello 9.47 ja lasku kello 15, joten päivällä oli pituutta 5 tuntia 13 minuuttia. Tapaninpäivänä Aurinko nousi kello 9.48 ja laski 15.03, joten päivällä oli pituutta 5 h 15 minuuttia. Laskentaohjelma antaa auringonnousulle ja -laskulle ajat pyöristettynä lähimpään täyteen minuuttiin, joten ajat sisältävät pienen virheen, jonka suuruutta on hieman vaikea arvioida.

Pienestä virheestä johtuen, päivänpituutta Tapanina täytyy tarkastella useamman vuoden ajalta, jotta tarkka kukon askeleen pituus voidaan määritellä. Laskin päivän pituudet kymmenen vuoden ajalta 2016–2025 ja sain keskiarvoksi, että päivän pituus oli 1,9 minuuttia (1m 54 s) pidempi kuin talvipäivässeisauksen aikana. Näin ollen voimme aika hyvällä syyllä sanoa, että kukonaskeleen pituus on 2 minuuttia.

Tarkkaan ottaen laskelma pätee vain napapiirin eteläpuolella, sillä sen pohjoispuolella valitsee edelleen kaamos, sen pidempään mitä pohjoisimmassa ollaan.

Huomautukset


torstai 17. joulukuuta 2015

Auringon lämpötila

1. ydin, 2. säteilyvyöhyke, 3. konvektiivinen kerros,
4. fotosfääri, 5. kromosfääri, 6. korona, 7. auringonpilkkuja,
8. granulaatiota ja 9. silmukkaprominenssi.

K: Kuinka kuuma Aurinko on?

V: Aivan yksiselitteistä vastausta ei voi antaa. Lämpötila Auringossa vaihtelee hyvin paljon, riippuen sitä mitä kohtaa tarkastelemme. Joitakin hieman yleisluonteisia lukuarvoja voidaan kuitenkin ilmoittaa.

Auringon efektiivinen lämpötila on 5 777 K[1]. Tämä lämpötila tarkoittaa sitä, että jos Aurinko olisi fysiikassa määritelty musta kappale[2] (jota se todellisuudessa on hyvin lähellä), niin sen lämpötila olisi tuo mainittu. Näin ollen voimme hyvällä syyllä ilmoittaa, että Auringon lämpötila on noin 6 000 °C.

Auringon energia tuotetaan sen ytimessä, joka ulottuu noin 146 160 km etäisyydelle säteestä. Ytimen halkaisija on siis noin 300 000 km. Tässä pienessä pallossa syntyy kaikki Auringon säteilemä energia. Jotta energiaa tuottavat ydinfuusiot voisivat tapahtua, tarvitaan yli 10 miljoonan kelvinin lämpötila ja tiheyden täytyy olla suurempi kuin kullan tiheys. Käytännössä Auringon ytimen korkein lämpötila on noin 15 miljoonaa kelviniä ja tiheys on noin kahdeksankertainen kullan tiheyteen verrattuna.

Ytimen ulkopuolella on säteilyvyöhykkeeksi nimetty kerros. Nimitys johtuu energian siirtymistavasta, joka on sähkömagneettisen säteilyn emittoituminen ja absorboituminen. Kerroksen lämpötila putoaa alaosan 10 miljoonasta yläosan pariin miljoonaan kelviniin.

Auringon säteen ylimmän osan muodostaan konvektiivinen kerros. Se käsittää suunnilleen Auringon ylimmän kolmanneksen. Lämpötilan tämän kerroksen alaosassa on noin 2 miljoonaa kelviniä. Noustaessa ylöspäin kohti Auringon pintaa, lämpötila laskee ja saavuttaa noin 10 000 K lämpötilan kerroksen yläosassa.

Auringon kromosfääri ja prominensseja.
Kuva © Kari A. Kuure.
Auringon pinta (kaasukehä) jaetaan kolmeen osaan, joista alin on fotosfääri. Tämä on se kerros, jonka näemme näkyvässä valossa ja jota pidämme ”Auringon pintana”. Lämpötila kerroksen alaosassa on jo painittu 10 000 K mutta se putoaa noin 500 km matkalla noin 6 000 K:iin. Tästä ylöspäin lämpötila kohoaa hitaasti.

Noin 900 km korkeudella fotosfäärin alareunasta tullaan kromosfäärin alueella. Tämä kerroksen säteilemä valo on vielä näkyvän valon aallonpituus alueella (punainen), mutta valon voimakkuus on niin vähäinen, että tarvitaan erikoissuodattimella[3] varustettu kaukoputki sen näkemiseen. Kromosfäärin lämpötila on noin 8 000 – 10 000 K.

Noin 2 000 km korkeudella tapahtuu todella ihmeellistä, lämpötila kohoaa hyvin lyhyellä matkalla puoleen miljoonaan kelviniin, alue muodostaa Auringon koronan alimman kerroksen. Tämän jälkeen lämpötila kohoaa hieman rauhallisemmin ja miljoonan asteen lämpötila saavutetaan noin 3 000 km korkeudella. Korona ei suinkaan pääty tähän, vaan se jatkuu noin 2/3 säteen päähän fotosfääristä. Lämpötila kohoaa edelleen ja saavuttaa noin 3 miljoonaa kelviniä koronan ulkorajalla.

Fostosfäärissä esiintyy Auringon magneettikentän aikaansaamia ilmiöitä, joita kutsumme auringonpilkuiksi. Niillä on oma rakenteensa, joka johtuu alueilla vallitsevista voimakkaista magneettikentistä. Auringonpilkun ytimenä on voimakkaan magneettikentän alue, jossa lämpötila putoaa noin tuhannen kelvinin verran, eli lämpötila voi olla alle 5 000 kelviniä. 

Auringonpilkun ytimen, umbran, ulkopuolella on hieman heikomman magneettikentän alue, jota kutsutaan penumbraksi. Sen lämpötila asettuu ympäristön ja umbran väliin, ollen noin 5 500 K.

Auringonpilkkujen ympäristöön usein syntyy hieman kirkkaampi ja samalla lämpötilaltaan hieman korkeampaa verkkomaista rakennetta, jota kutsutaan fagulaksi. Näiden lämpötila on noin 6 000 – 8 000 K. Faguloita voi nähdä etenkin Auringon reunatummentuman alueella ja niihin ei aina liity auringonpilkkuja.

Auringonpilkkujen läheisyydessä voi tapahtua flare-purkauksia. Ne ovat magneettisia ”oikosulkuja” ja niissä vapautuu hyvin suuri määrä energiaa lähinnä gammasäteilynä. Osa gammasäteilystä imeytyy syntyalueensa lähistöllä Auringon plasmaan, jolloin sen lämpötila kohoaa nopeasti ja saavuttaa useiden kymmenien miljoonien kelvinien lämpötilan.

 Huomautukset

[1] Fysiikassa lämpötila ilmoitetaan Kelvin-asteina.  Asteikon nolla on absoluuttinen nollapiste (–273,16 °C) ja yksikkö on saman suuruinen kuin käyttämänne Celsius-asteikon. Näin ollen lämpötilan ollessa 0 °C se vastaa 273 K (kelviniä). Kelvineinä ilmoitetun lämpötilan voi ilmoittaa Celsius-asteina lisäämällä lukuun 273. Vastaavasti Celsius-asteina ilmoitetun lämpötilan voi muuttaa Kelvineiksi vähentämällä luvusta 273.

[2] Fysiikassa mustalla kappaleella tarkoitetaan ideaalista kappaletta, joka absorboi kaiken siihen kohdistuneen sähkömagneettisen säteilyn. Toisin sanoen kappale ei heijasta valoa lainkaan. Musta kappale säteilee vastaanottamansa energiaan ja sen säteilyn huipun aallonpituus riippuu yksinomaan kappaleen lämpötilasta. Musta kappale pyrkii aina termiseen tasapainoon ympäristönsä kanssa, toisin sanoen sen absorboima energia on yhtä suuri kuin sen emittoima energia. Mustan kappaleen säteilyn suurimman säteilyvoimakkuuden aallonpituus määräytyy Wienin siirtymälain mukaisesti: aallonpituus on kääntäen verrannollinen kappaleen lämpötilaan.

[3] Erittäin kapeakaistainen vety-alfa suodatin.