Tähtitieteellinen yhdistys Ursa

Kuu ja planeetat

Kuunpimennyksen magnitudin arvioiminen

Danjonin asteikkoa tarkempia lukuarvoja pimentyvän Kuun kirkkaudesta saadaan havaitsemalla Kuun magnitudia. Toisin kuin Danjonin luvun tapauksessa kirkkaushavaintoja voidaan tehdä koko kuunpimennyksen ajan puolivarjovaihe mukaan lukien.

Kuun magnitudihavainnoille asettaa haasteensa se, että Kuu on pintakohde. Siksi sen kirkkautta ei voida arvioida suoraan vertaamalla tähtiin. Joko vertailutähdet täytyy saada Kuun kokoisiksi pintakohteiksi ja Kuu pitää tiivistää pistekohteeksi. Ensin mainittu tapaus on tuttu mm. komeettojen kirkkaushavainnoista.

Toinen ongelma on riittävä kirkkaiden vertailutähtien löytäminen. Pimentymätön Kuu on jopa pienenä sirppinä huomattavasti kirkkaampi kuin planeetat ja tähdet. Kunnollisia vertailutähtiä löytyy vain pimennyksen tummimpiin vaiheisiin. Myös planeettoja voidaan käyttää vertailuun, mutta niiden kulloinenkin kirkkaus on tiedettävä, joka planeettojen kirkkauden muuttuvat.

Magnitudihavaintoja on hyödyllistä tehdä sarjana 5–15 minuutin välein joko koko pimennyksen ajalla tai vähintään täydellisen vaiheen ympärillä.

Havaintomenetelmät

Seuraavanlaisia erikoismenetelmiä on kehitetty Kuun vertaamiseksi tähtiin:

Epätarkennusmenetelmä

Epätarkennusmenetelmässä pyritään saamaan vertailutähdet yhtäsuuriksi läiskiksi kuin kuin Kuu, jolloin kirkkauden arvioiminen pintakohteena näkyvän Kuun ja tähden välillä olisi vertailukelpoinen.

Epätarkennusmenetelmiä käytetään myös komeettojen kirkkaushavainnoissa, joista voit katsoa tarkempia vertailutekniikoita havaitsemiseen.

Paljain silmin voidaan havaita katsomalla tähtiä "kieroon", jolloin ne näyttävät levymäisiltä. Voimakkaasti likinäköisille riittänee tähtien katsominen ilman silmälaseja. Vertailu tehdään katsomalla Kuuta terävällä katsella (tai lievästi kieroon katsoen epätarkentaen) ja tähtiä reilulla katseen sumentamisella.

Kiikarilla voidaan katsoa katsoa epätarkentaen tähtiä vastaamaan Kuun kiekon kokoa.

Kameraobjektiivin läpi voidaan katsoa käyttäen objektiivin ja okulaarin yhdistelmää. Useissa kiikareissa epätarkennusvara loppuu helposti kesken, mutta kameraobjektiiveissa tätä varaa riittää enemmän.

Eräitä vertailutähtiä

tähtimag
Sirius−1,4
Arcturus−0,1
Vega+0,0
Capella+0,1
Rigel+0,2
Procyon+0,4
Betelgeuze+0,5
Altair+0,8
Aldebaran+0,9
Spica+1,0
Pollux+1,2
Deneb+1,3
Regulus+1,4
Castor+1,6
Bellatrix+1,6
Elnath+1,6
Alnilam+1,7
Alnitak+1,7
Mirfak+1,8
Dubhe+1,8
Algieba+2,0
Denebola+2,1
Porrima+2,7

Myös planeettoja voi käyttää vertailuun, mutta koska niiden kirkkaudet muuttuvat, tulee tietä kunkin kirkkaus havaintohetkellä. Tämän voi tarkastaa esimerkiksi planetaario-ohjelmilla tai taulukosta, esim. Ursan Tähdet-vuosikirjasta tai sen verkkosivuilta.

Vertailuun sopivia planeettoja

planeettamag
Jupitern. −1,7 .. −2,9
Marsn. +1,9 .. −2,9
Saturnusn. +1,2 .. −0,6

Venus ja Merkurius eivät näy kuunpimennyksen/täysikuun aikana, koska ne ovat aina Auringon puolella taivasta.

Käännetyn kiikarin menetelmä

Käännetyn kiikarin menetelmässä kiikari käännetään väärinpäin eli katsotaan kohdetta objektiivipäästä. Tällöin näkymä pienenee ja Kuukin näyttää näin katsoen pistemäiseltä, jolloin vertaaminen tähtiin onnistuu.

Havaittaessa toisella silmällä katsotaan käännetyn kiikarin läpi ja samanaikaisesti toisella silmällä katsotaan suoraan tähtiä ohi kiikarin. Vertaillaan kiikarissa näkyvää Kuun kuvan kirkkautta eri vertailutähtiin ja yritetään päätellä Kuulle magnitudilukema. Vertailutähdet ja -planeetat joutuu valitsemaan kulloisenkin pimennyksen ajan taivaan mukaan.

Saatu magnitudilukema täytyy korjata Kuun oikeaksi kirkkaudeksi seuraavalla kaavalla:

   F = 5 log P + 0,31

jossa P on kiikarin suurennus.

Esimerkki: Pimentynyt Kuu näyttää olevan yhtä kirkas kuin 1,3 magnitudin tähti käännetyllä 10×-kiikarilla katsottuna. Kuun kirkkaus on tällöin

   MKuu = Mtähti – F (10×) = 1,3 mag − 5,31 mag = –4,0 mag

Laskettuja magnitudiarvoja eräille vertailutähdille ja kiikarisuurennuksille

tähtimagsuurennus
4567891011121520
Sirius−1,4−4,8−5,2−5,6−6,0−6,3−6,5−6,8−7,0−7,1−7,6−8,3
Arcturus−0,1−3,4−3,9−4,3−4,6−4,9−5,1−5,4−5,6−5,8−6,2−6,9
Vega+0,0−3,3−3,8−4,2−4,5−4,8−5,1−5,3−5,5−5,7−6,2−6,8
Capella+0,1−3,3−3,7−4,1−4,5−4,8−5,0−5,3−5,5−5,6−6,1−6,8
Rigel+0,2−3,1−3,6−4,0−4,4−4,6−4,9−5,1−5,3−5,5−6,0−6,6
Procyon+0,4−2,9−3,4−3,8−4,1−4,4−4,7−4,9−5,1−5,3−5,8−6,4
Betelgeuze+0,5−2,9−3,4−3,8−4,1−4,4−4,6−4,9−5,1−5,3−5,7−6,4
Altair+0,8−2,6−3,0−3,4−3,8−4,1−4,3−4,6−4,8−4,9−5,4−6,1
Aldebaran+0,9−2,5−2,9−3,3−3,7−4,0−4,2−4,4−4,6−4,8−5,3−5,9
Spica+1,0−2,3−2,8−3,2−3,6−3,8−4,1−4,3−4,5−4,7−5,2−5,8
Pollux+1,2−2,2−2,6−3,0−3,4−3,7−3,9−4,2−4,4−4,5−5,0−5,7
Deneb+1,3−2,1−2,6−3,0−3,3−3,6−3,8−4,1−4,3−4,5−4,9−5,6
Regulus+1,4−2,0−2,4−2,8−3,2−3,5−3,7−4,0−4,2−4,3−4,8−5,5
Castor+1,6−1,7−2,2−2,6−3,0−3,2−3,5−3,7−3,9−4,1−4,6−5,2
Bellatrix+1,6−1,7−2,2−2,6−2,9−3,2−3,4−3,7−3,9−4,1−4,6−5,2
Elnath+1,6−1,7−2,2−2,6−2,9−3,2−3,5−3,7−3,9−4,1−4,6−5,2
Alnilam+1,7−1,6−2,1−2,5−2,8−3,1−3,4−3,6−3,8−4,0−4,5−5,1
Alnitak+1,7−1,6−2,1−2,5−2,8−3,1−3,3−3,6−3,8−4,0−4,5−5,1
Mirfak+1,8−1,5−2,0−2,4−2,7−3,0−3,3−3,5−3,7−3,9−4,4−5,0
Dubhe+1,8−1,5−2,0−2,4−2,7−3,0−3,3−3,5−3,7−3,9−4,4−5,0
Algieba+2,0−1,3−1,8−2,2−2,5−2,8−3,1−3,3−3,5−3,7−4,2−4,8
Denebola+2,1−1,2−1,7−2,1−2,4−2,7−2,9−3,2−3,4−3,6−4,1−4,7
Porrima+2,7−0,6−1,1−1,5−1,8−2,1−2,3−2,6−2,8−3,0−3,5−4,1

Myös planeettoja voi käyttää vertailuun, mutta koska niiden kirkkaudet muuttuvat, tulee tietä kunkin kirkkaus havaintohetkellä. Tämän voi tarkastaa esimerkiksi planetaario-ohjelmilla tai taulukosta, esim. Ursan Tähdet-vuosikirjasta tai sen verkkosivuilta.

Kuperan peilin menetelmä

Tässä menetelmässä havaintovälineeksi kelpaa kupera peili tai muu kupera heijastava pinta. Ideana on verrata heijastunutta Kuun kirkkautta paljain silmin suoraan katsottavaan vertailutähteen muuttamalla silmän ja peilin välistä etäisyyttä siirtymällä lähemmäksi tai kauemmaksi.

Kirkkausarvo kalibroidaan vertaamalla peilistä heijastuvan pimentymättömän täysikuun kirkkautta yhteen suoraan katsottavaan vertailutähteen. Kun on löydetty oikea etäisyys, jossa nämä ovat yhtä kirkkaat, mitataan silmän ja peilin välinen etäisyys.

Pimennyksen aikana yritetään kussakin mittaustilanteessa etsimään se etäisyys, jossa pimentynyt Kuu on yhtä kirkas kalibroinnissa käytetyn vertailutähden kanssa.

Menetelmän ehkä haasteellisin kohta on etäisyyden mittaus peiliin kussakin mittauksessa. Havaintovaiheessa kannattaa kirjata muistiin vain etäisyydet ja kellonajat. Tarvittavat laskut voi suorittaa sisällä havaintojen jälkeen.

Laskuesimerkki: Juuri ennen pimennyksen alkua pinnasta heijastunut Kuu ja Jupiter suoraan katsottuna näyttävät yhtä kirkkailta 2,54 metrin (254 cm) etäisyydellä peilistä:

   Täydenkuun magnitudi mKuu = –12,7
   Jupiterin kirkkaus mJup = –2,1  
   M = mKuu – mJup = –12,7 – (–2,1) = –12,7 + 2.1 = –10,6  
   K = M + 5 log 254 = –10,6 + (5 × 2,40) = +1,4  

Maksimivaiheessa Kuu näyttää heijastuneena yhtä kirkkaalta kuin Jupiter 35 cm:n päästä

   M2 = K – 5 log 35 = +1,4 – (5 × 1,54) = –6,3  
   mpim.Kuu = mKuu – M2 = –12,7 – (–6,3) = –12,7 + 6,3 = –6,4  

Eli Kuun kirkkaus on –6,4

Kahden kaukoputken menetelmä

Kahden identtisen putken menetelmässä havaintovälineeksi tarvitaan kaksi samanlaista kaukoputkea.

Toinen putkista suunnataan Kuuhun tarkennettuna. Toisella katsotaan vertailutähtiä. Vertailutähtiin suunnattu putki on epätarkennettu niin, että tähtien kiekot vastaavat Kuun kiekon kokoa (0,5°).

Havaintoja tehdään vertailemalla vuoron perään eri putkissa näkyvää Kuuta ja valittuja vertailutähtiä.

RSS Zeniitti

Lue lisää »

RSS Taivaanvahti

Lisää havaintoja »

RSS Avaruus.fi-foorumi

Lue lisää »