torstai 25. helmikuuta 2016

MAALISKUUN AURINKOKUNTA

Näin tähtiharrastajan näkökulmasta kuluva talvi on kyllä ollut hyvin vaikea. Kun taivas täyttyy jatkuvasti pilvistä, alkaa uuden kuvamateriaalin tuottaminen blogiin olla yllättävän vaikeaa. Helmikuun saldona oli omalta kohdalta pari kuvaa maaliskuun tähdistöesittelyyn, joka ilmestyy parin viikon kuluttua. Ohessa helmikuun muu saldo eli kaksi epätoivoista kuvaa pilvien takaa loistavasta täysikuusta sekä vaatimattomasta kehästä hieman yli puolikkaan Kuun ympärillä.

Täysikuu kuultaa paksun pilviharson läpi Kemin Paavonkarissa 22.2.2016.

Heikohko Kuun kehä näkyi pilviharson läpi helmikuun puolivälissä. Kuninkoja, Turku, 17.2.2016.

Maaliskuussa taivaalla on hyvin vähän mitään erikoista nähtävää. Päivät pitenevät vauhdikkaasti, mutta pimeitä tunteja riittää vielä hyvin taivaan tarkkailuun. Täysikuu loistaa maaliskuun lopussa kirkkaana. Virallinen täysikuun hetki on 23.3.2016 kello 14:01. Uusikuu on puolestaan 9.3.2016 kello 03:54. Kuu on lähellä Marsia aamuyöllä 29.3. Jupiterin lähellä Kuu puolestaan näkyy melkein täytenä 21. maaliskuuta. Saturnuksen Kuu ohittaa maaliskuun lopussa, jolloin se on planeetan lähistöllä 29. ja 30. päivä.

Maaliskuussa planeetoista voi nähdä lähinnä Marsin, Jupiterin ja Saturnuksen. Mars ja Saturnus näkyvät molemmat aamuyöstä juuri ennen auringonnousua etelässä. Kummatkin sijaitsevat hyvin matalalla ja niiden havaitseminen vaatii hyvän näkyvyyden horisonttiin. Mars sijaitsee Skorpionin tähdistössä ja Saturnus Käärmeenkantajan tähdistössä. Etelä-Suomessa niiden seurana voi nähdä myös Skorpionin kirkkaan Antares-tähden, jonka kanssa planeetat muodostavat loppukuusta kolmion muotoisen kuvion.
Maaliskuun paras havaintokohde aurinkokunnasta on ehdottomasti Jupiter. Se on lähinnä maata eli oppositiossa 8. maaliskuuta ja näkyy silloin kirkkaana koko yön. Jupiter sijaitsee Leijonan tähdistössä maaliskuun ajan ja sen neljä kirkkainta kuuta näkyvät mainiosti jo tavallisilla kiikareilla. Oppositiossa Jupiterin näennäinen koko on suurimmillaan, joten nyt on vuoden paras hetki hakeutua kaukoputken ääreen ja katsella sen pinnan yksityiskohtia kuten vöitä hieman tarkemmin. Turun Ursa järjestää tähtinäytöksiä vielä maaliskuussa perjantai-iltaisin, jos vain sää on kirkas. Jupiter on luonnollisesti myös meillä yksi pääkohteista.

Jupiter on jälleen oppositiossa maaliskuun alussa. Oheisessa kuvassa myös kaksi kuuta, Io ja Europa. Iso-Heikkilä, Turku, 24.3.2014.

Tarkemmat etsintäkartat ja tietoa taivaankappaleista löytyy myös Tähtitieteellisen yhdistyksen, Ursan, sivuilta: https://www.ursa.fi/taivaalla/tahtitaivas-tanaan.html

Kirkkaimmista asteroideista ovat maaliskuussa parhaiten näkyvissä (5) Astraea Leijonan tähdistössä melko lähellä kirkasta Regulusta (+ 9.7 magnitudia), (6) Hebe Bereniken Hiusten tähdistössä (+ 9.8 magnitudia) ja (10) Hygiea Leijonan ja Neitsyen tähdistön rajoilla (+ 9.4 magnitudia).

Kirkkaimpien ja tietysti myös himmeämpien asteroidien etsimiseen voi käyttää apuna esimerkiksi Heavens-aboven sivustoa ja karttoja osoitteessa: http://www.heavens-above.com/.

Myös komeettarintamalla on hyvin hiljaista. Talven kirkkain komeetta, Catalina, on jo alkanut himmetä, mutta näkyy silti Suomessa kohtalaisesti jo melko pienelläkin kaukoputkella. Maaliskuussa se sijaitsee Kirahvin tähdistössä, jossa taustalla oleva Linnunrata tosin vaikeuttaa sen näkemistä. Myös komeetta C/2014 S2 PanSTARRS on yhä alle + 10 magnitudia ja näkyy korkealla Lohikäärmeen tähdistössä. Uusia kirkkaita komeettoja ei enää täksi kevääksi ole odotettavissa.

Komeettojen etsintäkartat löytyvät esimerkiksi Heavens-aboven sivuilta. Listalla on myös muita himmeämpiä komeettoja.

Kiinnostavin uusi uutinen on kuitenkin himmeän ja hyvin vanhan komeetan (tai sen jäännöksen) Maan ohitus 22. maaliskuuta. Komeetta on saanut koodin P/2016 BA14 PanSTARRS ja se ohittaa meidät vain 3,5 miljoonan kilometrin päästä. Etäisyys vastaa yhdeksää Kuun etäisyyttä ja ohitus on yksi lähimmistä tunnetuista komeettojen ohituksista. Komeetan ytimen kooksi on arvioitu noin puoli kilometriä. Valitettavasti lähiohituksesta huolimatta komeetta jää himmeäksi ja on kirkkaimmillaan vain noin + 13 magnitudia, joten sen havaitseminen on hyvin vaikeaa tavallisilla harrastajan välineillä. 22. maaliskuuta se sijaitsee Leijonan ja Kravun tähdistöjen välissä liikkuen varsin nopeasti kohti Ison Karhun tähdistöä, jonne se saapuu paria päivää myöhemmin.

Likimääräinen etsintäkartta ja komeetan havaintohistoria löytyvät japanilaisen komeettaharrastajan, Seiichi Yoshidan sivuilta.



Kuvat: © Jani Laasanen

torstai 18. helmikuuta 2016

AURINKO

Talven pimeyden taittuessa moni alkaa jo haaveilla kesästä ja lämpimästä. Vähitellen orastavan valoisan jakson käynnistyessä onkin mitä parhain aika katsoa meitä lämmittävää Aurinkoa hieman tarkemmin. Vaikka Aurinko on meille kaikille tuttu ja turvallinen, pitää se sisällään melko voimakkaita tapahtumia. Aurinkoa on aina pidetty ikuisena ja muuttumattomana. Harvemmin tulee ajateltua mistä se on tullut ja mihin se on menossa. Aurinko on aina ollut ihmiskunnan tärkein taivaallinen elementti ja muinaisten kansojen jumaluuksien keskiössä. Tieteellisen tutkimuksen kehittyessä Aurinko ei kuitenkaan ole menettänyt merkitystään taivaankappaleiden joukossa, vaan olemme huomanneet, että Auringon tulevaisuus ja kohtalo on myös meidän oma tulevaisuutemme.

Aurinko laskee jälleen kerran horisonttiin päivän päättyessä. Savojärvi, Pöytyä, 6.8.2014.

Mutta aloitetaanpa alusta, ainakin Auringon näkökulmasta katsottuna. Noin viisi miljardia vuotta sitten jossain päin Linnunrataa alkoi tähtienvälinen kaasu- ja pölypilvi tiivistyä mahdollisesti läheisen supernovaräjähdyksen vaikutuksesta. Tiivistyessään kaasu alkoi hiljalleen pyöriä pienempien massakeskipisteiden ympärillä. Yksi näistä tiivistymisytimistä toimi alkuna Auringon ja aurinkokunnan kehittymiselle. Samalla kun ytimet tiivistyivät, alkoi niiden lämpötila kohota. Kaiken seurauksena oli ketjureaktio, jossa yhä enemmän ainetta syöksyi painovoiman vaikutuksesta suurempaa massaa kohti samalla yhä kuumentuen. Lopulta paine ja lämpötila kohosivat niin suuriksi, että ydinreaktiot käynnistyivät ja uusi tähti, meidän Aurinkomme, oli syntynyt. Auringon reaktioiden käynnistymisen jälkeen sen tasapainoa ylläpitää sisäinen säteilypaine, joka estää painovoimaa romahduttamasta sitä enemmän kasaan.

Tyypillinen Linnunradan sumu, jonka kaltaisesta kaasusta oma Aurinkommekin on syntynyt. Kuva: Mikko Heino.

Aurinko toimii siis jättimäisenä fuusioreaktorina, jossa vetyatomien ytimet yhdistyvät heliumytimiksi vapauttaen samalla suuria määriä energiaa. Fuusion tapahtumapaikkana on Auringon ydin, jossa lämpötila on lähes 15 miljoonaa astetta. Auringon fuusioreaktioissa muuttuu jokainen sekunti noin 600 miljoonaa tonnia vetyä heliumiksi. Yhdistymisessä noin 4 miljoonaa tonnia materiaa muuttuu energiaksi (fotoneiksi). Huolimatta näin valtavista ainemääristä, riittää meidän tähdellämme polttoainetta ydinreaktioihin yhteensä noin 10 miljardiksi vuodeksi. Aurinkomme on tällä hetkellä elinkaarensa puolivälissä eli vetyä riittää vielä noin 5 miljardiksi vuodeksi. Fuusiossa vapautunut energia ei kuitenkaan suin päin sinkoudu kohti Auringon pintaa, vaan se jää poukkoilemaan ydintä ympäröivään säteilyvyöhykkeeseen. Siellä fotonit matkaavat jopa kymmeniä miljoonia vuosia ennen kuin ne saavuttavat Auringon seuraavan kerroksen, konvektiovyöhykkeen. Konvektiovyöhykkeessä energia siirtyy kohti pintaa lämpötilaerojen ylläpitämien virtausten mukana. Lähellä säteilyvyöhykkeen reunaa kaasu kuumenee ja alkaa nousta kohti pintaa kunnes se pinnan lähellä jälleen jäähtyy ja alkaa laskeutua alaspäin kohti säteilyvyöhykettä. Lähellä pintaa fotonit vihdoin pääsevät karkuun ja syöksyvät kohti avaruutta ja luonnollisesti myös meitä. Auringon näkyvä pintakerros on hyvin ohut, noin 500 kilometriä paksu kerros. Pintakerros ei ole tarkka kuten Maan pinta, vaan se koostuu kaasusta, jonka tiheys pienenee ulospäin mentäessä. Pinnan lämpötila on ”vain” 5 800 astetta ja siinä voi erottaa jonkin verran erilaisia rakenteita. Pintakerroksen ulkopuolella on vielä kaasukehä, joka jakaantuu sisempään kromosfääriin ja kauas Auringon ulkopuolelle ulottuvaan koronaan. Koronan voi nähdä lähinnä täydellisen auringonpimennyksen yhteydessä.

Auringon pinta ei yleensä ole aivan tasainen, vaan siinä näkyy usein jopa maapalloa suurempia auringonpilkkuja. Kuva: Jere Saarinen.

Vaikka Aurinko on ulkonäöltään yhtenäisen näköinen kirkas valopallo, voi siitä oikeilla välineillä havaita kohtalaisen paljon myös yksityiskohtia. Kaikkein tunnetuimpia näkyviä ilmiöitä ovat auringonpilkut. Ne ovat tummana näkyviä pisteitä Auringon kirkasta pintaa vasten. Pilkut näyttävät tummilta, sillä ne ovat muuta ympäristöä viileämpiä. Keskimäärin pilkkujen lämpötila vaihtelee noin 3 000 ja 4 500 asteen välillä eli niiden lämpötila on noin 2 000 astetta alempi kuin kirkas pinta. Itse pilkuista voi erottaa tumman keskiosan, umbran, ja sitä ympäröivän vaaleamman alueen, penumbran. Auringonpilkut voivat olla kymmenien tuhansien kilometrin kokoisia eli useita kertoja maapalloa suurempia. Ne esiintyvät yleensä pienissä ryhmissä. Pienimmät auringonpilkut voivat ilmestyä ja hävitä vain muutamassa tunnissa, mutta suurimpien pilkkujen elinikä voi olla jopa useita viikkoja. Auringonpilkut syntyvät kohtiin, joissa Auringon pinnan läpäisee voimakas magneettikenttä. Kenttä estää tällöin konvektiovyöhykkeessä tapahtuvan plasman virtauksen, joka normaalisti nostaa lämpöä Auringon sisuksista. Kun uutta lämmintä plasmaa ei saavu pinnalle, säteilee magneettikentän kohdalla oleva kaasu energiansa avaruuteen ja syntyy muuta ympäristö viileämpi kohta. Magneettikentän heikentyessä pääsee plasma jälleen virtaamaan pinnalle ja auringonpilkku katoaa.

Lähempää katsottuna auringonpilkut muodostavat yleensä pieniä ryhmiä, joissa voi olla useampia pilkkuja. Iso-Heikkilä, Turku, 1.8.2014.

Auringonpilkkujen määrä vaihtelee sekä lyhyempien että pidempien jaksojen mukaan. Yksi selvimmistä jaksoista on kestoltaan 11 vuotta ja se aiheutuu Auringon magneettikentän kääntymisestä. Minimin aikaan magneettikenttä on melko säännöllinen ja vakaa kuten Maan magneettikenttä. Plasman virtaukset saavat kuitenkin aikaan muutoksia myös vakaassa kentässä, jolloin häiriöitä alkaa esiintyä enemmän ja enemmän, kunnes pilkkumaksimin aikaan magneettikenttä on kaikkein sekasortoisimmassa tilassa. Maksimin jälkeen magneettikenttä alkaa uudelleen järjestyä, joskin kentän suunta on vastakkainen kuin lähtötilanteessa. 11-vuotisten jaksojen välinen voimakkuus vaihtelee merkittävästi pitkän ajan kuluessa. 1900-luvun loppupuolella maksimit olivat hyvin voimakkaita, mutta nyt ne ovat alkaneet jälleen heiketä. Tunnetuin poikkeama 11-vuotisessa vaihtelussa on ollut aikakausi, joka tunnetaan Maunderin miniminä vuosien 1645 ja 1715 välisenä aikana. Tällöin pilkkuja oli näkyvissä erittäin vähän.

Lähikuva yksittäisestä auringonpilkkuryhmästä. Iso-Heikkilä, Turku, 5.4.2014.

Kaikkein näyttävimpiä Auringon pinnan tapahtumia ovat protuberanssit ja roihupurkaukset, flaret. Protuberanssit ovat Auringon pinnan yläpuolella olevia kaasupilviä, jotka erottuvat parhaiten, kun magneettikentän silmukka kaartaa ne pinnan yläpuolelle. Protuberanssit ovat melko vakaita ja ne voivat kestää jopa kuukausia. Protuberanssit hiipuvat yleensä hiljalleen pois, mutta auringonpilkkujen yhteydessä ne voivat myös purkautua äkillisesti esimerkiksi roihupurkauksen yhteydessä. Roihu- eli flare-purkauksissa magneettikenttään varastoitunutta energiaa vapautuu yhtäkkisesti suuria määriä. Kestoltaan ne ovat yleensä vain joitakin minuutteja. Purkauksessa vapautuu säteilyä lähes kaikilla säteilyn taajuuksilla ultravioletti- ja röntgensäteilystä aina näkyvän valon aallonpituuteen. Purkaukset tapahtuvat Auringon aktiivisilla alueilla eli usein auringonpilkkujen läheisyydessä. Koronan massapurkaukset ovat myös hyvin tavallisia ilmiöitä Auringossa. Massapurkauksissa Aurinko sinkoaa avaruuteen kaasukehästä suuria kaasupilviä koronan läpi. Purkauksia tapahtuu käytännössä päivittäin, pilkkumaksimin aikaan jopa muutamia kertoja vuorokaudessa. Purkaus sisältää ainetta tavallisesti noin 10 miljardia tonnia. Tavallisesti aine ehtii levittäytyä melko laajalle ennen kuin se saapuu Maapallon läheisyyteen. Suuret purkaukset voivat kuitenkin aiheuttaa avaruusmyrskyjä, jolloin esimerkiksi revontulia voi nähdä tavanomaista etelämpänä.

Auringon pinta ei ole tasainen, vaan siinä tapahtuu jatkuvasti erilaisia purkauksia.
Credit : SOHO - EIT Consortium, ESA, NASA

Aurinko on siis täysin tavallinen Linnunradan tähti, joka suorastaan pursuaa keskinkertaisuutta omassa galaksissamme. Vaikka suureen massaan hukkuvia ihmisiä usein pilkataan persoonattomiksi, niin Auringon tapauksessa asia on toisenlainen. Ilman vakaita oloja emme todennäköisesti olisi voineet kehittyä näin pitkälle ensimmäisistä bakteereista. Aurinko toimii koko aurinkokunnalle sen tärkeimpänä energianlähteenä. Sen valon kautta tapahtuu kasvien yhteyttäminen, joka puolestaan tuottaa lähes kaiken ravintoketjun kuluttamasta energiasta. Myös omat energianlähteemme ovat peräisin varastoituneesta aurinkoenergiasta esimerkiksi hiilen tai öljyn muodossa. Ainoat energiamuodot, jotka eivät ole peräisin Auringosta ovat ydinenergia, Maan sisuksista tuleva geoterminen energia ja Maan ja Kuun keskinäisestä vaikutuksesta syntyvä vuorovesienergia. Vaikka Aurinko vaikuttaa vakaalta ja sillä arvioidaan olevan elinaikaa vielä noin viisi miljardia vuotta, tapahtuu siinä hitaita muutoksia jo nyt. Fuusioituva vety vähenee koko ajan Auringossa, joka johtaa hiljalleen muutoksiin energian tuotannossa ja kasvattaa Auringon säteilytehoa. Auringon syttymisen jälkeen on sen säteilyteho kasvanut jo noin 30 %. Seuraavan miljardin vuoden kuluttua säteilytehon arvioidaan kasvavan vielä 10 % lisää, joka johtaa myös Maapallon lämpenemiseen niin, että elämän edellytykset katoavat. Viiden miljardin vuoden kuluttua, kun Aurinko on viimein käyttänyt kaiken vedyn, käynnistyy heliumin fuusio. Samalla Auringon koko kasvaa huomattavasti ja siitä tulee punainen jättiläistähti. Auringon massa pienenee ja planeetat siirtyvät kiertoradallaan ulommaksi. Kiertoradan kasvusta huolimatta Aurinko kasvaa niin suureksi, että Merkurius ja Venus jäävät sen sisään ja höyrystyvät olemattomiin. Maan kohtalo on epävarma, mutta asialla tuskin on tässä vaiheessa enää merkitystä, sillä planeettamme on tuolloin ollut elinkelvoton jo neljä miljardia vuotta. Heliumin ja muiden raskaimpien aineiden fuusioista syntyvä energia on käytetty nopeasti loppuun ja viimein ydinreaktiot lakkaavat. Tällöin Aurinko puhaltaa ulommat kerrokset avaruuteen planetaariseksi sumuksi ja itse Auringon ydin jää jäljelle hohtaen valkoisena kääpiönä kymmenien miljardien vuosien ajan.

Auringon viimeinen henkäys voisi olla esimerkiksi tämän näköinen (Lyyran rengassumu, Messier 57). Kevola, Paimio, lokakuu 2015.

Lopuksi vielä varoituksen sana Auringon havainnoinnista: ÄLÄ KOSKAAN katso Aurinkoa suoraan minkään optisen laitteen läpi ilman asianmukaista suodatinta. Mahdollisesta suodattimesta huolimatta kannattaa silti miettiä vielä kahteen kertaan ennen kuin työntää silmänsä okulaarin lähelle, sillä aina on olemassa mahdollisuus suodattimen hajoamiseen. Aurinkosuodinta tulee käyttää myös valokuvatessa, sillä kameran kenno menee helposti pilalle suorasta auringonvalosta. Kamera on kuitenkin siinä mielessä turvallinen vaihtoehto havaitsemiseen, että se on onneksi korvattavissa, jos vahinko kaikesta huolimatta tapahtuu.

Kuvat, ellei kuvan yhteydessä toisin mainita: © Jani Laasanen

perjantai 12. helmikuuta 2016

GRAVITAATIOAALTOJA

11. helmikuuta vuonna 2016 LIGO-observatorion tutkimusryhmä julkaisi tiedemaailmaa ravistelevan uutisen gravitaatioaaltojen havaitsemisesta. Havaintoa pidettiin välittömästi alkaneen vuosituhannen tiedeuutisena ja jopa Nobelin palkintoja ollaan jo jakamassa tälle tutkimusryhmälle. Tavallinen kansalainen puolestaan hämmästelee mitä hyötyä tästä nyt sitten taas onkaan kenellekään. Osa meistä, minä mukaan lukien, on kiinnostunut asiasta, mutta ymmärrys ei riitä käsittämään asian merkitystä. Tämän vuoksi ajattelin kerätä gravitaatioaalloista muutaman tiedonmurusen ja vääntää asian pääsisällön rautalangasta itselleni kirjalliseen muotoon.


Gravitaatioaallot eivät ensinnäkään ole uusi keksintö. Ilmiön on ennustanut jo Albert Einstein yleisen suhteellisuusteorian yhteydessä (ja itse asiassa teoria edellyttää aaltojen olemassa oloa). Niiden puuttuminen aiheuttaisi siten perustavan laatuisen ongelman suhteellisuusteoriaan. Tämänkertainen havainto aalloista ei ole ensimmäinen laatuaan siinä mielessä, että niitä on ilmoitettu havaituksi jo muutamia kertoja aikaisemminkin. Aikaisemmat havainnot ovat kuitenkin osoittautuneet virheellisiksi. Tällä kertaa havainnot vaikuttavat kuitenkin varsin luotettavilta ja jos aallot todellakin löytyvät, ovat suhteellisuusteorian periaatteet vihdoin sadan vuoden jälkeen hyvin varmalla pohjalla.

Gravitaatioaallot ovat siis nimensä mukaisesti painovoiman aiheuttamaa värähtelyä, joka tapahtuu avaruudessa. Voimakkaimmat aallot voivat olla peräisin alkuräjähdyksestä tai tällä kertaa havaitussa kahden mustan aukon sulautumisessa yhteen. Syntyvät aallot kulkevat valon nopeudella ja läpäisevät kaiken. Kotikonstein gravitaatioaaltoja voi kokeilla vaikka seuraavasti. Laita lapset pitämään lakanaa niin, että se pingottuu riittävän kireälle. Tämän jälkeen pudota jokin painava esine lakanan keskelle. Kun esine putoaa lakanalle, painuu se raskaan esineen vaikutuksesta hieman alaspäin. Samalla sen ympäriltä lähtee pieniä aaltomaisia väreilyjä kohti lakanan laitoja. Mitä painavampi esine, sitä suurempi värähtely ja painauma. Tällä joustavalla periaatteella käyttäytyy myös avaruus.

Ja sitten se kysymys… entä sitten? Mitä hyötyä on gravitaatioaalloista? No, eipä juuri mitään tavalliselle ihmiselle (ainakaan toistaiseksi). Jos kuitenkin katsoo asiaa hieman laajemmasta näkökulmasta, niin yksi hyvä puoli on tietysti suhteellisuusteorian todistaminen oikeaksi. Suhteellisuusteoria on nimittäin periaate, jonka mukaan esimerkiksi nykyaikainen paikannustekniikka on rakennettu. Voimme siis jatkossakin luottaa siihen, että puhelimien ja navigaattorien GPS-tekniikka toimii luotettavasti, sillä niiden toiminta perustuu juuri suhteellisuusteoriasta johdettuihin sovelluksiin. Gravitaatioaaltojen käyttäminen johonkin hyödylliseen lienee kuitenkin vasta tulevien sukupolvien asia. Teoreettisella puolella aaltojen havaitseminen antaa kuitenkin mahdollisuuden täysin uudenlaiseen fysiikkaan, kun gravitaatioaaltojen olemassa olon vaatimia teorioita voidaan tarkentaa. Samalla tutkimustyössä päästään esimerkiksi edelleen hieman syvemmälle maailmankaikkeuden alkuun tai vaikkapa mustien aukkojen tutkimukseen. Vain aika näyttää kuinka merkittävästä asiasta on loppujen lopuksi kysymys.



lauantai 6. helmikuuta 2016

ISO KARHU

Lähes kaikki, jotka ovat edes kerran taivaalle vilkaisseet, tuntevat varmasti Otavan. Monet pitävät sitä omana tähdistönään, mutta oikeasti se kuuluukin huomattavasti suurempaan kokonaisuuteen, Ison Karhun tähdistöön. Mutta ennen kuin siirryn Ison Karhun kohteiden tutkimiseen, on perinteisen tähdistön tarinan aika. Tähdistön tarina liittyy jälleen antiikin Kreikan myytteihin ja alkaa nymfistä nimeltä Callisto. Tästäkin tarinasta kulkee maailmalla useita erilaisia versioita, mutta itse valitsin seuraavan. Callisto oli yksi jumalatar Artemiksen nymfeistä, jolle tämä oli vannonut siveysvalan. Callisto oli kuitenkin hyvin kaunis, eikä kulunut pitkään ennen kuin itse Zeus rakastui tähän kaunottareen ja päätti vietellä hänet (ja Callistohan ei muuten ollut ainoa Zeuksen vikittelemä neitokainen näissä vanhoissa tarinoissa). Ja niinhän siinä sitten kävi, että Callisto tuli raskaaksi ja sai pojan nimeltä Arcas. Siveysvalan rikottuaan karkotti Artemis Calliston luotaan. Zeuksen mustasukkainen puoliso Hera katsoi samalla tilaisuutensa tulleen ja muutti Calliston karhuksi. Seuraavat 15 vuotta kulki Callisto pitkin metsiä ja vältteli metsästäjiä parhaansa mukaan. Sitten hän kohtasi poikansa, Arcasin, joka ei tietystikään tunnistanut äitiään. Säikähtäneenä Arcas kohotti jousensa valmistautuen ampumaan karhun. Tässä vaiheessa Zeus viimein päätti puuttua tilanteeseen ja siirsi Calliston ja Arcasin tähtitaivaalle turvaan, jossa Callisto tunnetaan nykyisin Isona karhuna ja Arcas Pienenä karhuna.

Ison Karhun tähdistö Heveliuksen vuonna 1690 laatimassa tähtikartassa. Huom! kartan esitystapa peilikuvana todelliseen tähtitaivaaseen nähden. Otavan kuvio muodostaa siis vain hännän ja selkäosan karhusta.
Kuva: commons.wikimedia.org – vapaa lähdemateriaali

Ison Karhun tähdistö on kooltaan hyvin laaja. Kaikista taivaan tähdistöistä se on kolmanneksi suurin 1.280 neliöasteen pinta-alallaan. Suomesta katsottuna Ison Karhun tähdistö on käytännössä sirkumpolaarinen eli se näkyy taivaalla aina. Sen naapuritähdistöjä ovat Lohikäärme, Kirahvi, Ilves, Pieni Leijona, Bereniken Hiukset, Ajokoirat ja Karhunvartija. Ison Karhun tunnetuin kohde on kaikkien tuntema seitsemän tähden muodostama asterismi, Otava. Tähdistö sijaitsee sivussa Linnunradan tasosta, joten sen kohdalla näemme esteettä kaukaiseen avaruuteen. Tästä johtuen Ison Karhun syvän taivaan kohteita hallitsevat lukuisat galaksit. Näistä suurimmat ja kirkkaimmat ovat päätyneet myös 1700-luvulla julkaistuun Messierin 110 kohdetta käsittävään sumumaisten kohteiden luetteloon. Messier galakseista kolme (M81, M82 ja M101) ovat tarkemmassa esittelyssä alempana. Niiden lisäksi tähdistöstä löytyvät hieman tuntemattomammat galaksit M108 ja M109. Toki nekin ovat hyviä havaintokohteita, mutta pientä rajausta täytyy tehdä aina tässä kirjoittamisen yhteydessä. Galaksien lisäksi Isosta Karhusta löytyy yksi pohjoisen taivaan kirkkaimmista planetaarisista sumuista eli Pöllösumu (Messierin luettelon kohde 97). Myös Pöllösumu on mukana tarkempien kohde-esittelyiden joukossa. Kaikkiaan tarkempia esittelyitä on tällä kertaa 17 kappaletta, joista osan olen ehtinyt kuvaamaan itse. Osa kuvista on peräisin muualta, mutta tuttuun tapaan muiden kuvaajien nimi löytyy aina tarvittaessa kuvan kohdalta.

Kansainvälisen tähtitieteellisen unionin (IAU) kartta Ison Karhun tähdistön kirkkaimmista tähdistä ja kiinnostavista kohteista. Mittakaava on pienehkö tähdistön suuren koon vuoksi.
The charts below were produced in collaboration with Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg). Alan MacRobert's constellation patterns, drawn in green in the charts, were influenced by those of H. A. Rey but in many cases were adjusted to preserve earlier traditions. The images are released under the Creative Commons Attribution 3.0 Unported license.

1.    Otavan seitsemästä tähdestä (kartan numerot 2-8) muodostuva kuvio on yksi tunnetuimmista asterismeista taivaalla. Sen kirkkaat tähdet muodostavat selvästi näkyvän kauhan, joka on varmasti tuttu kaikille, jotka ovat edes kerran taivaalle kurkanneet. Vaikka virallisia tähdistöjä määriteltäessä se onkin asetettu vain osaksi Ison Karhun tähdistöä, on sen asema säilynyt varsin itsenäisenä monien kulttuurien perimässä. Suomessa Otava on sirkumpolaarinen eli se näkyy taivaalla aina, eikä laske horisontin alapuolelle koskaan. Talvella se näkyy iltaisin melko matalalla pohjoisessa, mutta kevään edetessä se kohoaa yhä korkeammalle lähelle zeniittiä. Otavalla on muutamia mielenkiintoisia ominaisuuksia ja sitä onkin käytetty esimerkiksi ajan ja ilmansuuntien määrittelemiseen vuodenaikojen mukaan. Otavan tähdistä viisi kuuluu niin sanottuun Ison Karhun liikkuvaan ryhmään. Joukko on nimitys tiettyyn tähtivirtaan kuuluvalle ryhmälle, joka etenee kohti Jousimiehen tähdistöä. Ryhmässä on arviolta 14 tähteä, jotka sijaitsevat noin 80 valovuoden päässä aurinkokunnastamme. Tähdet ovat koostumukseltaan melko samanlaisia, joten ne ovat melko varmasti syntyneet samalla alueella.

Otava on taivaan tunnetuin asterismi. Kevola, Paimio, 29.12.2015.

2.    Alioth (ε Ursae Majoris) on Ison Karhun kirkkain tähti, joka sijaitsee Otavan kauhassa kolmantena vasemmalta. Tähden kirkkaus on + 1.76 magnitudia ja se on valkoinen A-spektriluokan tähti. Aliothin etäisyys on hieman yli 80 valovuotta ja se on osa Ison Karhun liikkuvaa ryhmää. Alioth on massaltaan noin kolminkertainen Aurinkoon verrattuna ja sen pintalämpötila on hieman yli 9 000 astetta. Aliothilla on poikkeuksellisen voimakas magneettikenttä, joka aiheuttaa eri alkuaineiden järjestäytymisen tavanomaisesta poikkeavalla tavalla. Nämä muutokset näkyvät tähden pyörimisen yhteydessä spektrimuutoksina. Aliothin spektriviivassa on poikkeuksellisen runsaasti kromia ja europiumia.

3.    Dubhe (α Ursae Majoris) sijaitsee Otavan kauhan oikeassa yläreunassa ja on tähdistön toiseksi kirkkain tähti. Kirkkaus on + 1.79 magnitudia, joten kovin merkittävästä erosta Aliothiin verrattuna ei ole kyse. Dubhe sijaitsee noin 120 valovuoden päässä ja se ei kuulu Ison Karhun liikkuvaan ryhmään. Tyypiltään tähti on K-spektriluokan oranssi jättiläistähti, jonka pintalämpötila on noin 4 500 astetta. Dubhe on toinen kauhan aputähdistä, jonka avulla on helppo löytää Pohjantähti, (joka siis löytyy seuraamalla linjaa Otavan kauhan oikean reunan tähtien mukaan). Dubhe on moninkertainen tähti. Sillä on kaksi pääsarjavaiheen F-spektriluokan kellanvalkoista seuralaista, joista lähemmän kiertoaika on noin 44 vuotta. Toinen tähdistä sijaitsee yli 300 kertaa edellistä kauempana. Sen näennäinen etäisyys Dubheen on Maan pinnalta katsottuna peräti 8 kaariminuuttia. Tämä tähti on vielä spektroskooppinen kaksoistähti, joten koko systeemi on neljän tähden muodostama kokonaisuus.

4.    Alkaid (η Ursae Majoris) on kolmanneksi kirkkain Ison Karhun tähdistä. Se on Otavan kauhan varren uloin tähti (tai karhun hännän viimeinen tähti). Sen kirkkaus on + 1.86 magnitudia ja se on B-spektriluokan sinivalkoinen tähti. Alkaidin etäisyys meistä hieman yli 100 valovuotta. Tähti ei kuulu myöskään Ison Karhun liikkuvan ryhmän tähtiin. Tähden massa on kuusinkertainen Aurinkoon verrattuna ja sen ikä on noin 10 miljoonaa vuotta. Alkaidin pinta on hyvin kuuma eli noin 20 000 astetta.

5.    Mizar (ζ Ursae Majoris) ja sen vierellä jo paljain silmin näkyvä Alcor muodostavat Otavan kuvion kiinnostavimman tähtiparin tai oikeastaan kuudesta tähdestä koostuvan järjestelmän. Järjestelmä kuuluu Ison Karhun liikkuvaan ryhmään ja sijaitsee hieman yli 80 valovuoden päässä. Kirkkain tähti, Mizar, on + 2.23 kirkkaudella Otavan neljänneksi kirkkain tähti. Se on A-spektriluokan valkoinen tähti kuten myös siitä noin 2 valovuoden päässä sijaitseva Alcor. Pitkän välimatkan vuoksi ei ole kuitenkaan täysin varmaa kiertääkö Alcor todellisuudessa Mizaria. Mizaria kiertää kuitenkin myös läheisempi tähti, jonka kiertoaika on noin 5 000 vuotta. Se näkyy suhteellisen helposti, sillä niiden välinen näennäinen etäisyys on 14 kaarisekuntia. Nämä molemmat tähdet ovat vielä kaiken lisäksi spektroskooppisia kaksoistähtiä. Kaiken lisäksi myös + 4 magnitudin Alcorilla on oma kiertolaisensa, joka on punainen kääpiötähti. Se sijaitsee kuitenkin vain 1 kaarisekunnin päässä Alcorista, joten sen erottamiseen vaaditaan melko järeitä laitteita.

Mizar ja Alcor erottuvat hyvin helposti kahtena tähtenä jopa laajemmalla objektiivilla otetussa kuvassa. Kevola, Paimio, 29.12.2015.

6.    Merak (β Ursae Majoris) on viidenneksi kirkkain Otavan ja Ison Karhun tähdistä. Se kuuluu Ison Karhun liikkuvaan ryhmään ja on ominaisuuksiltaan hyvin tavanomainen, ehkä jopa tylsähkö tähti. Merakin kirkkaus on + 2.37 magnitudia ja tyypiltään se on A-spektriluokan valkoinen tähti. Merak sijaitsee hieman alle 80 valovuoden päässä ja on kooltaan noin 3 kertaa Aurinkoa suurempi. Merakin ikä on noin 500 miljoonaa vuotta ja pintalämpötila on hieman yli 9 000 astetta.

7.    Phecda (γ Ursae Majoris) on niin ikään yksi Ison Karhun liikkuvaan joukkoon kuuluvista tähdistä. Se on kauhan vasemman alakulman tähti ja loistaa + 2.44 magnitudin kirkkaudella. Tähden etäisyys on hieman yli 80 valovuotta ja se on tyypiltään A-spektriluokan valkoinen tähti. Kooltaan se on noin 2-3 kertaa Aurinkoa suurempi. Phecda sijaitsee todellisuudessakin vain noin kahdeksan valovuoden päässä toisesta Otavan kirkkaasta tähdestä, Mizarista ja 11 valovuoden päässä Merakista.

8.    Megrez (δ Ursae Majoris) on himmein Otavan tähdistä ja se sijaitsee kauhan ja sen varren liitoskohdassa. Sen kirkkaus on + 3.3 magnitudia ja sitä voi toisinaan olla hieman vaikeahko erottaa kaupungissa, jos valosaastetta tai sumua on paljon. Megrez kuuluu Ison Karhun liikkuvaan ryhmään, mutta sijaitsee sen laitamilla hieman erillään muusta ryhmästä. Sen etäisyys on hieman alle 60 valovuotta ja tähti on lähes kaikkien muiden ryhmän jäsenten tapaan A-spektriluokan valkoinen tähti. Megrez on kooltaan hieman pienempi kuin muut edellä esitetyt tähdet eli vain noin 1,5 kertaa Auringon kokoinen.

9.    Ensisilmäyksellä Groombridge 1830 vaikuttaa melko tavalliselta kellanoranssilta, hieman Aurinkoa pienemmältä tähdeltä. Se sijaitsee 30 valovuoden päässä ja näkyy meidän aurinkokuntaamme + 6.4 magnitudin kirkkaudella. Se ei siis aivan ole erotettavissa paljain silmin. Tähdellä on kuitenkin hyvin nopea ominaisliike, joka on toisaalta melko tavallista suhteellisen lähellä sijaitseville tähdille. Groombridgessä erikoista on kuitenkin tähden liikesuunta, joka poikkeaa useimpien muiden Linnunradan tähtien suunnasta. Kun yleensä tähdet kiertävät spiraalihaarojen mukana ympäri Linnunradan keskustaa, kiertää Groombridge 1830 sitä vastakkaiseen suuntaan. Kiertosuunnasta poikkeavia tähtiä kutsutaan yleisesti halotähdiksi ja niitä on määrältään noin 0,1 – 0,2 prosenttia kaikista tähdistä. Halotähtien alkuperälle löytynee moniakin selityksiä. Ne voivat esimerkiksi olla moninkertaisista tähtijärjestelmistä sinkoutuneita tähtiä tai vaikkapa jäänteitä Linnunrataamme sulautuneista pienemmistä galakseista, jonka seurauksena osa tähdistä on jäänyt kiertämään Linnunradan keskustaa poikkeavalla radalla.

10.    Lalande 21185 on neljänneksi lähin tähti omasta aurinkokunnastamme katsottuna. Siitä huolimatta sitä ei voi nähdä paljain silmin, sillä sen kirkkaus on vain + 7.5 magnitudia. Syy sen himmeyteen on sen heikossa valovoimassa. Tämä M-spektriluokan punainen kääpiötähti on kooltaan hieman alle puolet Auringosta ja sen valovoima on ainoastaan 2 prosenttia Auringon vastaavasta. Tähti sijaitsee hieman yli kahdeksan valovuoden päässä ja lähestyy meitä hiljalleen. Kaikkein lähimpänä se käy noin 20 000 vuoden päästä, jolloin sen etäisyys on noin 4,5 valovuotta. Lalande 21185 on niin sanottu flare-muuttuja. Tämän tyyppisten muuttujien roihupurkaukset liittyvät usein nuorien tähtien magneettikenttiin ja niiden energian äkilliseen vapautumiseen. Tämä on varsin yleistä juuri punaisilla kääpiöillä, sillä kymmeniä miljardeja vuosia kestävän elinkaarensa vuoksi ne elävät vielä ”nuoruuttaan” tässä nykyisessä maailmankaikkeudessamme.

11.    Messier 81 on saksalaisen tähtitieteilijän Johann Elert Boden 31. joulukuuta vuonna 1774 löytämä kirkas galaksi. Se sijaitsee vain noin 12 miljoonan valovuoden päässä eli kosmisessa mittakaavassa melkein meidän naapurissamme. Se on myös yksi pohjoisen taivaan kirkkaimmista galakseista. Sen todellinen läpimitta on lähes 100 000 valovuotta eli se on jonkin verran omaa Linnunrataamme pienempi. Se on kuitenkin oman pienen galaksiryhmänsä (ainakin 30 galaksia) merkittävin ja suurin jäsen. Messier 81 on erinomainen esimerkki tyypillisestä spiraaligalaksista, jonka kierteishaarat ovat vahvat ja selkeät, Sb. Messier 81 sijaitsee fyysisesti hyvin lähellä seuraavaksi esiteltävää Sikarigalaksia, Messier 82, ja oikeastaan ne ovat ohittaneet toisensa hyvin läheltä joitakin kymmeniä miljoonia vuosia sitten. Messier 81 ei juuri ole kärsinyt ohituksesta toisin kuin Messier 82. Toisesta sen spiraalihaarasta on kuitenkin havaittu pitkä kaasumainen vana, joka suuntautuu kohti Sikarigalaksia. Näiden kahden galaksin välinen todellinen etäisyys on noin 300 000 valovuotta. Vielä lähempänä galaksia kiertää pieni epäsäännöllinen kääpiögalaksi Holmberg IX, joka sisältää lähinnä hyvin nuoria tähtiä. Sen kirkkaus on ainoastaan + 16.5 magnitudia, joten sen havaitseminen vaatii jo hyvinkin suuria laitteita tai pitkiä valotusaikoja kuvauksissa. Messier 81 puolestaan on havaittavissa jo tavallisilla kiikareilla. Jotkut sanovat havainneensa sen jopa paljain silmin täydellisen pimeissä olosuhteissa vuoristossa. Galaksin kirkkaus on + 7.3 magnitudia ja näennäinen koko peräti 27 x 13 kaariminuuttia, joka vastaa taivaalla näkyvää puolikuuta. Keskikokoisilla eli noin 20 cm kaukoputkilla alkavat erottua myös galaksin yksityiskohdat kuten spiraalihaarojen rakenteet. 

Messier 81 on tiiviin spiraalirakenteen omaava kirkas galaksi Isossa Karhussa. Kevola, Paimio, 9.3.2015.

12.    Messier 82, lempinimeltään Sikarigalaksi, on niin ikään yksi pohjoisen taivaan kirkkaimmista galakseista. Sen löysi Johann Bode 31. joulukuuta vuonna 1774 samaan aikaan kuin edellä esitetyn kohteen. Charles Messier puolestaan havaitsi kohdetta 9. helmikuuta vuonna 1781, jolloin hän lisäsi galaksi omaan luetteloonsa. Sikarigalaksi sijaitsee noin 12 miljoonan valovuoden päässä omasta Linnunradastamme ja sen todellinen koko on noin 37 000 valovuotta, joka on vain noin 1/3 oman Linnunratamme halkaisijasta. Galaksin näennäinen halkaisija on noin 11 x 4 kaariminuuttia (Kuun halkaisija noin 30 kaariminuuttia). Etäisyydestä ja ”pienestä” koosta huolimatta sen kirkkaus on + 8.4 magnitudia, joten sen voi nähdä jo hyvillä kiikareillakin. Messier 82 on yksi tutkituimmista galakseista sen poikkeuksellisten ominaisuuksien vuoksi. Se on lähin tunnettu tähtiryöppygalaksi, joka tarkoittaa, että galaksissa syntyy uusia tähtiä poikkeuksellisen runsaasti. Syynä tähän on lähiohitus edellä mainitun Messier 81 galaksin kanssa joitakin kymmeniä miljoonia vuosia sitten, jolloin kaasupilvien liike on alkanut voimistua vuorovesivoimien vaikutuksesta muodostaen samalla uusia tähtien syntymäalueita. Muodoltaan Sikarigalaksia on pidetty pitkään epäsäännöllisenä galaksina. Havaintoja on kuitenkin ollut vaikea tehdä luotettavasti, sillä galaksi näkyy meille sivulta päin. Viimeisimmät infrapunakuvat ovat paljastaneet yhtenäisenä näkyvän kiekon sisältä viitteitä spiraalihaaroista. Galaksin hienoin ominaispiirre paljastuu pitkän valotusajan valokuvissa, jolloin sen keskustasta purkautuva punaisena hehkuva kaasupilvi tulee näkyviin. Visuaalisesti galaksista on kuitenkin hyvin vaikea nähdä muita yksityiskohtia kuin sen ytimen edustalta kulkevat pölyjuovat, jotka jakavat galaksia osiin. Juovat ja siitä aiheutuvat muodot ovat olleet inspiraationa galaksin lempinimelle. Sikarigalaksista havaittiin 21. tammikuuta vuonna 2014 kirkkain supernova eli tähden räjähdys noin 20 vuoteen. Supernova näkyi parhaimmillaan noin + 11 magnitudin kirkkaudella, joten se oli havaittavissa myös tavallisin harrastajavälinein. 

Sikarigalaksin ytimestä sinkoutuva kaasu tulee näkyviin valokuvissa jo kohtuullisen helposti. Kevola, Paimio, 11.3.2015. Tämä kuva taisi olla allekirjoittaneen ja Mikko Heinon yhteistyötä.

Olin itsekin kuvaamassa galaksia samana iltana, kun viimeisin kirkas supernova galaksista löytyi. Iso-Heikkilä, Turku 21.1.2014. Tämäkin kuva on otettu yhteistyössä Mikko Heinon kanssa.

13.    Poikkeuksena Ison Karhun galaksien joukossa on Messierin luettelon kohde 97, Pöllösumu. Sumu on syntynyt noin 6 000 – 8 000 vuotta sitten Auringon kaltaisen tähden kulutettua kaiken energiansa loppuun ja singotessa uloimmat pintakerroksensa avaruuteen. Tämä planetaarinen sumu on nyt laajentunut jo kolmen valovuoden kokoiseksi kaasusta koostuvaksi kuplaksi. Näennäiseltä kooltaan se on tosin vain muutaman kaariminuutin kokoinen (1/10 Kuun läpimitasta), sillä sen etäisyys meistä muutamia tuhansia valovuosia (arviot vaihtelevat noin 2 000 ja 4 000 valovuoden välillä). Pöllösumun rakenne on varsin monimutkainen, mutta parhaiten se tunnetaan kahdesta pyöreästä ja tummasta alueesta, jotka muistuttavat suuria pöllön silmiä. Näistä läikistä Messier 97 on saanut myös lempinimensä. Sumun aiheuttanut tähti on puolestaan kuihtunut valkoiseksi kääpiöksi, joka hehkuu nyt yli 120 000 astetta kuumana ja tiiviinä pakkauksena sumun keskellä. Keskustähden kirkkaus on noin + 15 magnitudia, joten aivan pienellä kaukoputkella sitä tuskin kannattaa yrittää löytää. Varsinaisen sumun kirkkaus on noin + 10 magnitudia, mutta sen voi nähdä yllättävän pienelläkin kaukoputkella, sillä useimpien planetaaristen sumujen tapaan sen pintakirkkaus on suuri. Noin 10 senttimetrin kaukoputkella voi kohteesta alkaa yrittää hahmotella pöllön silmiä. Pöllösumun on löytänyt 16. helmikuuta vuonna 1781 Charles Messierin apulainen ja työtoveri, Pierre Mechain. Vain muutaman kaariminuutin päässä Pöllösumusta näkyy himmeä taustagalaksi, PGC 34279, jonka kirkkaus on + 15.9 magnitudia (galaksi näkyy himmeänä myös oheisessa kuvassa Pöllösumun alapuolella).

Pöllön silmät näkyvät erinomaisesti sumun keskellä. Myös sumun keskustähti erottuu hyvin silmien välissä. Kevola, Paimio, 6.1.2016.

14.    Messier 101 on toinen hyvin suurista ja kirkkaista galakseista Ison Karhun tähdistössä Messier 81 ohella. Galaksi ja sen spiraalihaarat avautuvat upeasti suoraan ylhäältä päin ja sen ulkomuodosta johtuen sitä kutsutaan myös lempinimellä Tuulimyllygalaksi. Galaksin on löytänyt Pierre Mechain 27. maaliskuuta vuonna 1781, jonka jälkeen Charles Messier lisäsi sen luetteloonsa. Tuulimyllygalaksi sijaitsee hieman yli 20 miljoonan valovuoden päässä, mutta näkyy siitä huolimatta täysikuun kokoisena taivaalla. Sen todellinen läpimitta onkin noin 170 000 valovuotta mikä tekee siitä jonkin verran Linnunrataa suuremman. Tähtiä galaksissa on arvioitu olevan noin 1 000 miljardia kappaletta. Galaksin kiinnostavin piirre ovat sen avoimet ja selkeät spiraalihaarat, joissa on runsaasti tähtienvälisiä vetypilviä. Monet niistä ovat niin kirkkaita, että ne ovat ansainneet oman tunnuksen NGC-luettelossa. Spiraalihaarat eivät ole täysin symmetrisiä, vaan ne painottuvat hieman toispuoleisesti. Galaksin kirkkaus on + 7.5 magnitudia, mutta se on kohtuullisen haastava kohde havaittavaksi, sillä sen pintakirkkaus on hyvin pieni. 

Tuulimyllygalaksi on erinomainen esimerkki ylhäältä päin näkyvästä Scd-tyypin spiraaligalaksista. Kevola, Paimio, maaliskuu 2015, Mikko Heino. Vähäinen loppukäsittely omaa jälkeä.

15.    NGC 3718 on yksi Ison Karhun erikoisista galakseista. Siinä galaksin rakenne on vääntynyt niin, että galaksin eri osien pyörimisliike ei ole samassa tasossa. Näille galakseille ei ole suomen kielessä vakiintunutta nimeä, mutta itse olen käyttänyt tämän tyyppisistä galakseista termiä polaaripyörregalaksi (vrt. englannin Polar-ring galaxy). Nämä galaksit ovat varsin harvinaisia ja niiden syntymekanismi on ainakin osittain vielä hämärän peitossa. Todennäköisesti niihin on vaikuttanut jokin läheltä kulkenut galaksi, jonka vaikutuksesta spiraalit ovat vääntyneet. Parhain ehdokas tämän galaksin tapauksessa on siitä noin 150 000 valovuoden päässä näkyvä NGC 3729. Tämä galaksikaksikko sijaitsee puolestaan hieman yli 50 miljoonan valovuoden päässä meistä. NGC 3718 kirkkaus on + 10.6 magnitudia ja näennäinen koko 8.1 x 4.0 kaariminuuttia. Se ei siis kuulu taivaan kirkkaimpien galaksien joukkoon, mutta on kuitenkin riittävän kirkas näkyäkseen jo keskikokoisella kaukoputkella (15-20 cm). NGC 3718 on listattu myös 338 kohdetta käsittävään ja Halton Arpin laatimaan poikkeuksellisten galaksien luetteloon (Atlas of Peculiar Galaxies). Galaksin läheisyydessä on myös tiivis viiden pienen galaksin ryhmä (Hickson Compact Galaxy Group 56), joka kuitenkin sijaitsee yli 400 miljoonan valovuoden päässä eli huomattavasti kauempana kuin varsinainen kohdegalaksi.

Tästä galaksista oli yllättävän vaikea löytää kuvamateriaalia, kun en ehtinyt itse tätäkään kuvaamaan. Tekijänoikeuksiin liittyvien haasteiden vuoksi laitan linkin NASAn ylläpitämälle Astronomy Picture of the Day (APOD) sivustolle, josta löytyi todella huikea kuva galaksista kokonaisuudessaan.



Hubble puolestaan on kuvannut galaksin keskustan pölykierrettä huikealla tarkkuudella.

Credits & Copyright. Based on observations made with the NASA/ESA Hubble Space Telescope, and obtained from the Hubble Legacy Archive, which is a collaboration between the Space Telescope Science Institute (STScI/NASA), the Space Telescope European Coordinating Facility (ST-ECF/ESA) and the Canadian Astronomy Data Centre (CADC/NRC/CSA).

16.    PGC 33423 on mielenkiintoinen esimerkki maailmankaikkeuden ja galaksien ihmeellisestä maailmasta, jonka Hubble avaruusteleskooppi on tuonut myös meidän näkyville. Kaikkihan me tiedämme mitä tapahtuu, kun kaksi kappaletta törmää toisiinsa suurella voimalla. Ovatpa ne sitten autoja tai asteroideja, niin törmäysjälki on yleensä hurjaa katsottavaa. Entä jos olisikin kyse vielä jostain paljon suuremmasta, esimerkiksi kahdesta massiivisesta galaksista. Tällainen huikea esimerkki löytyy noin 465 miljoonan valovuoden päästä, jossa toinen galaksi syöksyy suoraan toisen galaksin keskustan läpi. Törmäyksen seurauksena kohteena olevan galaksin keskusta repeää auki vuorovesivoimien vaikutuksesta ja se muuttuu rengasmaiseksi galaksiksi. Läpi syöksyvä galaksi puolestaan jatkaa matkaansa eteenpäin. Samalla siinä olevat kaasupilvet alkavat hehkua törmäyksen vaikutuksesta ja aiheuttavat piikin uusien tähtien syntymässä. Hubblen kuvassa läpi syöksyvä galaksi näyttää tarkemmin katsottuna aika samankaltaiselta kuin esittelyssä oleva Sikarigalaksi (kohde 12). 

Galaksien äärimmäinen kohtaaminen vajaan 500 miljoonan valovuoden päässä.
Image credit: NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University), K. Noll (STScI), and J. Westphal (Caltech)

17.    Viimeiseksi kohteeksi valikoitui varsin erikoinen tapaus I Zwicky 18. Kyseessä on epäsäännöllinen kääpiögalaksi noin 60 miljoonan valovuoden päässä omasta Linnunradastamme. Galaksin erikoisuus ovat sen tähdet, jotka ovat pääasiassa hyvin nuoria vastasyntyneitä tähtiä. Tämän vuoksi galaksia pidettiin alun perin nuorimpana tunnettuna galaksina näkyvässä maailmankaikkeudessa ja sen iäksi arvioitiin vain 500 miljoonaa vuotta. Tarkempi tutkimus eli käytännössä Hubble-teleskooppi paljasti kuitenkin myös vanhempia punaisia tähtiä, jotka piilottelivat kaasun ja nuorien tähtien taustalla. Vaikka niiden määrä on vähäinen, galaksi lienee kuitenkin muodostunut samaan aikaan useimpien muiden galaksien kanssa melko pian maailmankaikkeuden syntymän jälkeen. Nykyään galaksi on käytännössä yhtä ja samaa tähtien syntyaluetta ja se loistaa sinertävän värisenä nuorien tähtien ansiosta. Varmaa syytä galaksin ”vauvabuumiin” ei tunneta, mutta pääepäiltynä pidetään sen seuralaisgalaksin lähiohitusta. Galaksi on hyvin pieni ja kooltaan vain noin 3 000 valovuotta. Meille se näkyy erittäin himmeänä noin + 16 magnitudin usvapallona, jota tuskin visuaalisesti Suomesta näkyy. Myös sen valokuvaaminen on varsin haastavaa himmeyden ja pienen koon (0,3 x 0,2 kaariminuuttia) vuoksi. 

Hubble-avaruusteleskoopin näkymä I Zwicky 18 galaksiin ja sen pieneen seuralaiseen.
Copyright: NASA/ ESA/ STScI (A. Aloisi)


© Jani Laasanen ellei kuvan yhteydessä ole toisin mainittu.