Veikko Mäkelä:
Orionin punainen Betelgeuse kävi mittaushistoriansa syvimmässä minimissä. Spekulaatiot tähden räjähtämisestä kävivät villeinä. Kyse saattoi kuitenkin olla tähden normaalista, mutta harvinaisesta, käyttäytymisestä. Syypää voi löytyä pölypilvistä.
Eräs talvikauden kohutuimmista kysymyksistä oli, mitä ihmettä Orionin punaisessa yläkulmassa oikein tapahtuu. Spekulaatiot Betelgeusen supernovaa enteilevästä tapahtumasta kävivät melko villeinä. Oli mielenkiintoista lukea, kuinka merkittävätkin asiantuntijat kommentoivat, että jotain poikkeuksellista on tapahtumassa. Kaikki vähänkin enemmän punaisten jättiläistähtien sielunelämästä tietävät riensivät toppuuttelemaan, ettei tähti räjähdä vielä kymmeniin tuhansiin vuosiin. Liekö spekuloinnissa ollut kyse enemmän toiveajattelusta, olisihan supernova valtaisa spektaakkeli yötaivaalla.
Totta on, että minimi oli syvin noin reilun 100 vuoden mittaushistoriassa, mutta tämä ajanjakso on häviävän lyhyt tähden elinkaaressa.
Hiukan Betelgeusen anatomiasta
Tähden etäisyys on noin 650 valovuotta, mutta arviot tästä vaihtelevat jonkin verran. Lähteistä riippuen sille annetaan arvoja väliltä 425–700 ly. Yleisesti arvioidaan kuitenkin, että Betelgeuze on meistä ”turvaetäisyydellä”. Mahdollinen supernovaräjähdys ei olisi maapallon elämälle fataalia.
Betelgeuse on punainen ylijättiläistähti. Sen spektriluokka on M1–M3.5Iab eli se on hyvinkin punainen. Koska tähti muuttuu, spektriluokka elää hiukan sen mukana. Tähden pintalämpötila liikkuu noin 3 500 K tienoilla.
Betelegeusen koko verrattuna aurinkokunnan planeettojen ratoihin. Taustakuva on otettu ALMA-radioteleskoopilla millimetrialueella. Tällä kaistalla tähden koko on 1 000-kertainen Aurinkoomme verrattuna. Kuva: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/E. O’Gorman/P. Kervella
Kooltaan tähti on valtava, vaikkakaan ei aivan niitä suurimpia tunnettuja. Arvellaan, että jos tähti olisi Auringon paikalla, minimissään sen pinta ulottuisi Marsin radan ulkopuolelle ja suurimmillaan Jupiterin radalle asti. Säde on yli 600–1000 -kertainen omaan Aurinkoomme nähden.
Suuren kokonsa ja suhteellisen pienen etäisyyden vuoksi tähti onkin Auringon jälkeen ensimmäinen, jonka pintaa on päästy tutkimaan suoraan. Yötaivaan tähdistä Betelgeusella toiseksi suurin näennäinen kulmaläpimitta, noin 0,05 kaarisekuntia. Vain eteläisellä taivaalla näkyvällä S Doraduksella tämä on isompi. Teoriassa suurimpien kaukoputkien erotuskyky riittäisi näkemään Betelgeusen pienenä kiekkona, mutta käytännössä maapallon ilmakehä estää tämän.
Pintaa voidaan kuitenkin tutkia interferometritekniikalla. Tähden pinnalla on havaittu suuria pilkkuja. Nämä peittävät suhteellisesti huomattavan paljon suurempia alueita tähden pinnasta kuin perinteiset auringonpilkut omassa keskustähdessämme.
Arviot tähden massasta vaihtelevat. Melko tuoreiden lähteiden mukaan se on vajaa 12 Auringon massaa. Vaihteluväliä on kuitenkin useampia yksikköjä ylös- ja alaspäin. Tähti ei siis ole mikään supermassiivinen, esimerkiksi Suomenkin taivaalla näkyvistä kirkkaista tähdistä Capella ja Deneb on massiivisempia. Silti Betelgeuse on suuri tähti.
Koska tähti peittää melko ison tilavuuden, se on ulko-osiltaan hyvin höttöistä ainetta. Itse asiassa lähempää avaruudesta katsoen tähden ulkoreuna näyttäisi melkoisen epämääräiseltä. Tiheyden arvioidaan olevan noin 1/10 000-osa normaalista ilmakehämme tiheydestä. Tähteä onkin tästä syystä usein tituleerattu ”tulikuumaksi tyhjiöksi”(red-hot vacuum).
Betelgeusen kirkkaudesta ja muutoksista
Orionin vasemman yläkulman punainen tähti kuuluu yötaivaan kirkkaimpiin. Keskikirkkaus 0,6 mag oikeuttaa sen 10. sijaan tähtien kirkkausvertailussa. Betelgeuse kuitenkin vaihtelee välillä 0,0–1,6 mag, jonka johdosta se voi olla taivaan viidenneksi kirkkain tai tippua pois 20 kirkkaimman sakista.
Kun tähden etäisyyden ynnää sen näennäiseen kirkkauteen, todetaan että sen luminositeetti on melko huimaava. Jos tähti tuotaisiin 10 parsekin eli 32,6 valovuoden päähän, Betelgeuse loistaisi Venusta kirkkaampana, noin –6 magnitudin kohteena.
Betelgeusen säteilymaksimi on infrapunan puolella. Jos näkökykymme ulottuisi punaista pitemmille aallonpituuksille, Orionin vasen ylänurkka loistaisi ainakin ajoittain todennäköisesti taivaan kirkkaimpana tähtenä.
Muuttuva tähti on luokiteltu puolisäännölliseksi, luokkaan SRc. SR-tähdistä luokan a tähdet ovat muutoksiltaan säännöllisimpiä ja poikkeamat kasvavat muihin luokkiin mentäessä. SRc-luokan tähdet ovat kirkkaita ylijättiläisiä, joilla on melko pieni vaihteluväli (amplitude) sekä ajoittaisia vakiokirkkausjaksoja (standstills).
Betelgeuselta löydetty noin 420 päivän jakso, joka liittyy tähden sykkimiseen. Toinen pidempi jakso, noin 2100 päivää, liittyy tähden magneettikentän aiheuttamiin polarisaatioilmiöihin.
Virallisesti tähden muuttumisen löysi Sir John Herschel vuonna 1836. On kuitenkin arveltu, että jo Australian aboriginaalit tunsivat tähden käyttäytymisen. Punainen väri oli heille tärkeä ja punaisten tähtien muutokset olivat merkittäviä heidän uskomuksilleen. On myös viitteitä, että muutkin kulttuurit, kuten varhaiset kreikkalaiset, muinaiset brasilialaiset ja lakotat, olisivat tunteneet Betelgeuzen muutokset.
Betelgeusen kirkkauden muuttumisen syitä ei tunneta täysin. Tähteä on kyllä tutkittu paljon ja teorioita havaittujen muutosten selittämiseksi on rakenneltu. Arvellaan, että tähden ulommat osa laajenevat ja kutistuvat hitaasti, joka vaikuttaa tähden pinta-alaan ja sitä kautta pintalämpötilan muuttumiseen ja kirkkauden vaihteluun.
Punaisten ylijättiläisten sykkimisen perussyy voidaan yksinkertaistaa seuraavasti: Ollessaan pienimmillään tähden kaasukehä absorboi hiukan liikaa energiaa, jolloin se kuumenee ja laajenee. Tämä aiheuttaa kaasukehän ohenemisen, jolloin energia pääsee virtaamaan helpommin sen läpi ja tällöin ulkokerros viilenee ja tähti kutistuu jälleen.
Räjähtääkö supernovana?
Betelgeusen kaltaisten ylijättiläisten väistämätön päätepysäkki on tyypin II supernova ja jäljelle jäävä neutronitähti. Kysymys on enemmän siitä, milloin tämä tapahtuu.
Skenaariota voidaan arvioida tähtimalleilla, joiden suurin avainkysymys on, mikä oli tähden nollaiän pääsarjan massa. Eli karkeasti ottaen, mikä oli massa, kun tähti alkoi siirtyä punaiseksi jättiläiseksi. Monet mallit antavat lähtötason kohteeksi 14 Auringon massan O9V-tähden. Mainittujen mallien ongelma on kuitenkin, etteivät ne huomioi pyörimisefektejä. Tyypillisesti punaiset ylijättiläiset pyörivät nopeudella 1 km/s, mutta Betelgeusen pyörimisnopeus on suurempi, lähteestä riippuen 6–15 km/s. Syytä nopeampaan pyörimiseen ei tiedetä varmuudella. Sivuhuomautuksena mainittakoon, että yhteen kierroksen akselinsa ympäri Betelgeuselta menee silti vuosia (tutkimuksesta riippuen 15–36 vuotta).
Kun pyöriminen otetaan huomioon, päädytään Betelgeusen alkuperäisen massan olleen noin 20 Auringon massaa. Tästä voidaan rakentaa täsmennettyjä malleja. Tähti on todennäköisesti päässyt jo heliumin palamisvaiheeseen, mutta on ollut punainen jättiläinen ehkä vasta muutamia kymmeniä tuhansia vuosia. Arviot supernovaräjähdyksen tulevasta ajankohdasta vaihtelevat alle 100 000 vuodesta ylöspäin.
Talvikauden 2019–2020 minimi
Betelgeuse on kirkkaaksi paljain silmin näkyväksi tähdeksi mielenkiintoinen seurattava. Tähden muutokset ovat helposti huomattavissa havaintokauden aikana. Kausi Suomessa kestää ehkä syys–lokakuulta huhtikuun lopulle. Sen katkaisee koko maapallolla Aurinko, joka kulkee kesäkuussa taivaalla vain noin 15 astetta tähden pohjoispuolelta.
Oman haasteensa tähden seuraamiselle aiheuttaa sen pieni deklinaatio. Korkeimmillaankin tähti nousee meillä vain noin 35° korkeudelle. Sopivat vertailutähdet ovat melko kaukana ja usein eri korkeudella muuttujan kanssa. Havainnoissa on otettava huomioon ilmakehän ekstinktion himmentävä vaikutus, joka on erisuuruinen kohteelle ja vertailutähdille.
Kauden ensimmäiset havainnot saatiin heinäkuulla 2019, jolloin tähti oli noin 0,6 mag, hiukan himmentyneenä edelliskauden lopun noin 0,3 mag maksimistaan. Kirkkaus näytti pysyttelevän tasaisena lokakuun puoliväliin, jonka jälkeen tähti alkoi sukeltaa kohti minimiään.
Kauden 2019–2020 havainnot Betelgeusesta AAVSO:n mukaan. Mustat pisteet ovat visuaalihavaintoja, vihreät pisteet fotometriaa V-suotimella ja vihreät ympyrät digikamerafotometriaa vihreällä kaistalla. Data: Observations from the AAVSO International Database, https://www.aavso.org.
Edellisen talvikauden minimi oli ollut 0,9 magnitudissa, joka sekin oli kohtuullisen syvä. Joulukuun alussa näytti silti, että tähti sukeltaa tällä kertaa 1,0 magnitudia himmeämmäksi. Himmenemisen yhä jatkuessa alkoi verkossa käydä kuhina ja spekulaatiot jostain poikkeuksellisesta kasvoivat.
Betelgeuse vuodenvaiheessa 31.12.2019. Tähtien värit ja kirkkaudet on saatu korostettua muuttamalla tarkennusta valotuksen aikana. Nikon D750, 50 mm, f/4,0, 103 s, ISO 200. Kuva: Matti Helin.
Himmenemistä jatkui helmikuun ensimmäiselle viikolle, jolloin oltiin niinkin syvällä kuin 1,6 magnitudissa. Mutta aivan odotetusti tähti saavutti miniminsä 420 päivän jakson mukaisesti ja alkoi taas kirkastua. Nyt huhtikuun lopulle tultaessa on saavutettu normaali kirkkaus, noin 0,4 mag. Näyttäisi siltä, että kirkastuminen olisi juuri taittunut tai ainakin hidastunut.
Vaikka mistään supernovahössötyksestä ei ollutkaan kyse, mielestäni muuttuvan tähden seuraaminen paljain silmin tai kiikarilla ei ole ollut vuosiin yhtä mielenkiintoista kuin nyt.
Betelgeusen ollessaan minimissään Orionin tähtikuvion ilme oli selkeästi poikkeava. Rigel hallitsi kuviota ja Betelgeuse jäi yhtä himmeäksi kuin sen naapuri Bellatrix. Tähden himmeneminen vaikutti myös värien aistimiseen. Tähden punaisuus ei ollut enää niin hyvin havaittavissa. Taivaanvahtiinkin saatiin useita kuvia Betelgeusen himmenemisestä.
Betelgeuse 16.1.2020 kolmisen viikkoa ennen syvintä minimiään. Huomaa kirkkausero Procyoniin (vasemmalla), Polluxiin (alempi vasemmalla ylhäällä) sekä Aldebaraniin (oikealla ylhäällä). Nikon D600, 35 mm, f/2,5, 30 s, ISO 1600. Kuva: Pekka Parviainen.
Varsinaisia kirkkaushavaintoja tähdestä tuli AAVSO:n (American Association of Variable Star Observers) tietokantaan vain neljältä suomalaishavaitsijalta. Tulokset on koottu oheiseen taulukkoon.
Itse pääsin aloittelemaan havaintokautta vasta marraskuun lopulla, juuri kun himmeneminen oli alkamassa. Jatkoin havaitsemista niin pitkälle kuin pystyin. Sain kenties kaikkien aikojen kauden myöhäisimmän havaintoni 29.4. Tuolloin Betelgeuse oli jo hyvin matalalla ja valoisalla hämärätaivaalla. Yleensä olen joutunut lopettelemaan viimeistään huhtikuun puolivälissä. Kauden lopulla tähden pieni korkeus ja valoisa taivas aiheutti havaintoihin jonkun verran hajontaa.
Taulukko 1. Betelgeuzen suomalaishavainnot 2019–2020
nimi AAVSO- Havaintoja Kanava tunnus Sampsa Lahtinen LSA 34 TG Veikko Mäkelä MVO 32 vis Esa Mangeloja MESB 1 vis Leo Wikholm WLEA 1 vis
TG = digikamerafotometria vihreällä kanavalla, vis = visuaalihavainnot
Kauden 2019–2020 suomalaiset havainnot Betelgeusesta. Havaitsijatunnukset löytyvät taulukosta 1. Kuva: Veikko Mäkelä, data: AAVSO International Database, https://www.aavso.org.
Oliko Betelgeusen syvä minimi sitten poikkeuksellinen? Siinä mielessä kyllä, että sen noin parin sadan vuoden havaintohistoriansa aikana se ei ole käynyt yhtä syvällä. Vuosina 1927 ja 1941 se oli mahdollisesti 1,2 magnitudin alapuolella. Muutamiakin kertoja tähti on käynyt 1,0 magnitudin tietämissä.
Kun ajatellaan tähden elinkaarta, sadan tai parin sadan vuoden mittainen pätkä on lopulta varsin lyhyt ajanjakso tarkastella tähden käyttäytymistä. Syvät minimit voivat toistua tähdellä harvakseltaan, mutta ovat silti muuttujalle ominaisia.
Pöly syypäänä?
Mikä sitten aiheutti näinkin syvän minimin? Syvin kohta osuu kyllä mainiosti tähden 420 päivän jaksoon. Kuoppa on juuri siinä kohdassa kuin sen tuleekin olla, joten vaihtelu osuu tähden sykkimisen sykliin. Ainoa ero on kirkkaudessa.
On esitetty, että tällä kertaa tähden eri jaksojen minimit oli olisivat osuneet kohdakkain.
Betelgeusen ympärillä tiedetään myös olevan kaasu- ja pölypilviä jonkunlaisina pallomaisina, ehkä hiukan elliptisinä kuorina. Arvellaan, että tähdestä olisi purkautunut runsaammin ainetta arviolta noin 1 000 ja 380 vuotta sitten, mikä näkyy kahtena erillisenä kuorikerroksena. Tuoreimmat havainnot viittaavat, että tähteä on nytkin peittänyt osittain jonkunlainen pilvi. Tämä viittaisi pölyllä olleen sormensa pelissä syvän minimin syntymisessä.
Betelgeusesta joulukuussa 2019 otetussa kuvassa erottuu tähteä peittävä jonkinlainen pilvi. Vertailukuvana tammikuussa 2019 otettu kuva. Kuva: ESO/M. Montargès et al.
Eräs seikka, joka uutisoinneissa on jäänyt mainitsematta, oli se, että lähi-infrapunan kaistoilla J ja H tähden kirkkaus ei ole juurikaan muuttunut. Kun muistetaan, että tähden säteilymaksimi on infrapunan alueella, ei tähden kokonaiskirkkaudessa ole tapahtunut paljoakaan muutosta. Tämä tukee myös hypoteesia, jossa pöly on aiheuttanut valolle absorptiota lyhyemmillä aallonpituuksilla.
Kauden 2019–2020 havainnot Betelgeusesta standardisuodattimilla U, B, V, R, I, J ja H. Kuvasta näkyy, että tähden muutokset infrapunakaistoilla J ja H ovat minimaalisia verrattuna lyhyempiin aallonpituuksiin. Tämä kielii pölystä tähden ympärillä. Tarkemmin suodattimien kaistoista: https://en.wikipedia.org/wiki/Photometric_system. Data: Observations from the AAVSO International Database, https://www.aavso.org.
Lopuksi
Betelgeusen tämän havaintokauden minimi osoittaa, etteivät muuttuvat tähdet ole mitään tylsiä kohteita ja jopa tutuissa kirkkaissa tähdissä voi näkyä silmin mielenkiintoisia muutoksia.
Linkkejä
AAVSO, Star of the Season: Alpha Orionis (Betelgeuse), April 2010, Kate Davis
AAVSO, Star of the Month: Alpha Orionis, February 2020, Rich Roberts
Wikipedia (EN), Betelgeuse
Wow! Signal Podcast: Episode 44 – The Night Watch
Kelsio Iorio: Is Betelgeuse, the red giant star in the constellation Orion, going to explode?
Bad Astronomy: Don’t Panic! Betelgeuse Is (Almost Certainly) Not About To Explode
Avaruus.fi: Betelgeuse-tähden himmeneminen herättää kysymyksiä
Avaruus.fi: Betelgeuse himmenee edelleen
Avaruus.fi: VLT-teleskooppi valokuvasi himmenevän Betelgeusen pintaa
Avaruus.fi: Betelgeusen kirkkaus kääntyi varovaiseen nousuun
Betelgeuse-havainnot Taivaanvahdissa
Avaruus.fi-foorumi: Betelgeuse-keskusteluketju
