Tässä numerossa mm:
Yhdistyksen kevätkokous
Havaintopalsta
Kevään tähtitaivas
Tietoa tulevista esitelmistä ja lyhennelmät edellisistä luennoista
Yhdistyksen sivut löytyvät osoitteesta:
www.ursa.fi/yhd/komeetta
Lehteen voi lähettää kirjoituksia ja kuvia osoitteeseen:
Kettutie@dlc.fi
Kokouksen puheenjohtajaksi valittiin Aarno Junkkari, sihteeriksi Seppo Linnaluoto ja pöytäkirjantarkastajiksi Heikki Ruonaniemi ja Tapani Linnaluoto.
Kokous meni "normaalin" kaavan mukaiseksi, jossa esiteltiin toimintakertomus ja tilinpäätös. Kokousmateriaali löytyy yhdistyksen www-sivuilta. Kokous myönsi vastuuvapauden hallitukselle ja muille tilivelvollisille.
Kokouksessa todettiin, että yhdistyksellä on heinäkuun loppuun saakka kerhohuone entisellä Volsin koululla. Keskusteltiin kerhotilojen käytöstä. Tämän lehden kirjoitushetkellä avaimiakin kerhotilan oviin on jo lisää ja huhuja on myös liikkeellä, että vuokra-aikaa voidaan jatkaa.
Todettiin, että yhdistykselle on hankittu tarvikkeet 20 cm:n kaukoputken peilin tekemistä varten.
Keskustelua herätti Komeetan Pyrstö ja sen ulkoasu.
No, ensiksikin siksi, että jäsenistämme joka kolmas on alle 17 vuotias. Toiseksi siksi, että lapset todennäköisesti kaipaavat jonkinlaista ohjausta. Aikuiset ovat mahdollisesti jo pidemmällä ja osaavat harrastaa omaehtoisestikin. Kolmannen syyn lausui Heikki Ruonaniemi eräässä kerhoillassa: Ei ole hyvä, jos jäsenistön keski-ikä kasvaa vuodella joka vuosi!
Lapsia ollaan toki huomioitu. Itse kävin Finnsbackan eskarissa, missä esitin diasarjan Apollo 17 -lennolta. Lapset ja opettajat olivat ihan tyytyväisiä. Markku af Heurlin on järjestänyt lasten retken Helsingin yliopiston Tähtitieteen laitokselle torstaina 22.3. (mahtaako juttu ehtiä jo tähän lehteen?). Ensi kesän Kirkkonummipäivien teemana ovat erityisesti lapset, ja siellähän Komeettakin on esillä.
Mitä muuta voimme tehdä lasten tähtitieteen hyväksi? Olemme nyt saaneet kerhotilan, jonka tilat ovat kuitenkin aika ahtaat lasten ja aikuisten yhteisesti käytettäväksi. Lasten ohjelma ei ole samaa kuin aikuisten. Mielessäni onkin kehittynyt ajatus lasten omasta kerhoillasta. Vastaava menettely on käytössä ainakin Lahden Ursassa.
Ohjelma voisi noudattaa samaa kaavaa kuin aikuisillakin: Katsottaisiin ensiksi jokin video, joka olisi ehkä valittu nimenomaan lapsia silmällä pitäen. Sen jälkeen piirrettäisiin ja askarreltaisiin jotakin avaruusaiheista. Jäsenistöstämme varmasti löytyisi askarteluideoita. Kirkkaana iltana katsottaisiin tähtitaivaalle yhdistyken kaukoputkella. Lasten kerhoilta voitaisiin pitää vaikkapa kerran kuukaudessa (ei kuussa, sentään..).
Tässä on kuitenkin taas se tilanne, että idea on, mutta ei ole toteuttajaa. Eli: Kuka ryhtyisi lasten kerhon vetäjäksi? Toki vetäjiä voisi olla useampiakin, jolloin iltojen vetovastuu olisi kevyempi.
Kirkkaita taivaita!
Aarno Junkkari
puheenjohtaja
Toukokuun esitelmän pitää professori Christofer Cronström Helsingin yliopiston Fysiikan laitokselta. Se pidetään maanantaina 14.5. klo 18 aiheesta Universumin kehitys.
Esitelmien pitopaikka on Kirkkonummen koulukeskuksen auditorio.
Esitelmöitsijä dosentti Juhani Huovelin on toimessa Helsingin yliopiston Tähtitieteen laitoksella. Hänen esitelmänsä rahoitti Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta.
Ensimmäiseksi esitelmöitsijä käsitteli tähtien syntyä. Hän korosti, että tähdet eivät syntyneet yhdessä maailmankaikkeuden kanssa, vaan syntyivät vasta myöhemmin tähtienvälisen aineen pilvistä. Tähdet saavat alkunsa suurissa, tiheissä tähtienvälisissä pilvissä. Pilvi alkaa painovoimansa vaikutuksesta kutistua ja jakautua pienempiin osiin. Havainnot näyttävät osoittavan, että tähdet eivät synny yksinään, vaan suurempina joukkoina.
Auringon kokoisen tähden kutistuminen kestää noin 100 000 vuotta. Ydinreaktioiden alkaminen kestää noin 100 miljoonaa vuotta. Tällöin lämpötila on syntyneen tähden ytimessä yli 10 miljoonaa astetta.
Jotta ydinreaktiot alkaisivat tähden sisällä, täytyy tähden massan olla vähintään 8 % Auringon massasta. Tähtien massoilla on myös yläraja, jonka yläpuolella painovoima ei riitä pitämään säteilypainetta kurissa. Tämä on noin 100 Auringon massaa.
Tähdet viettävät suurimman osan elämästään ns. pääsarjavaiheessa. Tällöin tähti saa energiansa ydinreaktiolla, jossa yleisin aine vety muuttuu heliumiksi.
Tähden elinikä riippuu tähden massasta. Esimerkiksi Auringon massaisella tähdellä pääsarjavaihe kestää noin 10 miljardia vuotta. Aurinkoa raskaammat tähdet kehittyvät paljon nopeammin, koska ne säteilevät energiaa paljon nopeammin. Esimerkiksi 30 kertaa Auringon massainen tähti pysyy pääsarjavaiheessa vain noin 5 miljoonaa vuotta. Aurinkoa kevyemmillä tähdillä pääsarjavaihe kestää paljon pitempään. Esimerkiksi puolen Auringon massainen tähti viettää pääsarjassa noin 100 miljardia vuotta.
Vastaavasti raskaat tähdet ovat tavattoman paljon kirkkaampia kuin kevyet. Jos tähden massa on 30 Auringon massaa, tähden kirkkaus on 140 000 kertaa Auringon kirkkaus. Jos tähden massa on puolet Auringon massasta, tähden kirkkaus on 4 % Auringon kirkkaudesta.
Kun vety tähden keskustasta on kulutettu loppuun, tähden keskus supistuu ja ulko-osat laajenevat. Tähdestä tulee jättiläinen. Jättiläisvaiheen jälkeen kevyt tähti puhaltaa harvat ulko-osansa ympäröivään avaruuteen. Tätä välivaihetta sanotaan planetaariseksi sumuksi. Keskellä on entisen punaisen jättiläisen tiivis keskus, jota aletaan sanoa valkeaksi kääpiöksi, kun ympäröivä kaasupilvi on hävinnyt.
Esimerkkinä kevyestä tähdestä voimme tarkastella Auringon kehitystä. Aurinko syntyi noin 5 miljardia vuotta sitten tähtienvälisen aineen pilvestä. Aurinko on nyt elämänsä puolivälissä. Valtaosassa tähden elämää vety muuttuu heliumiksi tähden ytimessä. Kun vety aikanaan loppuu, tähdestä tulee punainen jättiläinen. Tämä tapahtuu noin 5 miljardin vuoden kuluttua. Auringosta tulee sen jälkeen planetaarinen sumu ja valkoinen kääpiö.
Raskaan tähden jättiläisvaihe on paljon monimutkaisempi. Aineita voi rakentua raskaimmissa tähdissä aina rautaan saakka tähden sisällä. Sen jälkeen tapahtuu hyvin raju supernovaräjähdys. Ne ovat rajuimpia räjähdyksiä maailmankaikkeuden historiassa. Supernovassa tähden sisäosat luhistuvat ja ulko-osat räjähtävät.
Supernovan jäännöksenä jää jäljelle neutronitähti, musta aukko tai tähti räjähtää kokonaan hajalle, jolloin jäljelle ei jää mitään. Se, jääkö jäljelle neutronitähti tai musta aukko, riippuu jäännöksen massasta. Neutronitähden massa on 1,5-2 Auringon massaa, mustan aukon massa on tätä suurempi.
Lopuksi esitelmöitsijä tarkasteli neutronitähden rakennetta. Neutronitähden
pinnalla on metrin paksuinen kerros vetyä, metri heliumia, sata metriä
hiiltä ja loput kymmenen kilometriä neutroneja. Neutronitähden tiheys on
suunnaton, biljoona kiloa kuutiosentissä.
Tähtitieteellisen yhdistyksen Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa
oli vuorossa tammikuussa dosentti
Martti Lehtinen Helsingin yliopistosta.
Hänen aiheenaan oli
Meteoriittikraatterit - taivaan ja maan kohtauspaikat.
Esitelmää kuulemassa oli 36 henkeä.
Meteoroideja osuu maapalloon 100.000 kg:n verran vuorokaudessa. Törmäysnopeus on luokkaa 10-70 km/s. Ilmakehään osuessaan yli 0,1 mm:n kappaleet aiheuttavat näkyvän valoilmiön, tähdenlennon eli meteorin. Yli kilogramman kappaleet saattavat säilyä osittain ehjinä pinnalle asti, jolloin niitä kutsutaan meteoriiteiksi. Niitä on löydetty maapallolta runsaat 3000. Suurimmat, metrien läpimittaiset kappaleet eivät edes juuri hidastu ilmakehässä, vaan törmäävät pintaan aiheuttaen kraatterin.
Esitelmöitsijä kertoi, että 200 vuotta sitten luultiin meteoriittien olevan ilmakehän konkreetioita tai tulleen tulivuorista. Samalla tavoin kuin vettä sataa taivaalta, sataa myös meteoriitteja.
1600-luvulla ihmeteltiin Kuun kraattereita, ja pääteltiin niiden olevan vulkaanista alkuperää. 1960-luvulle saakka luultiin maapallon kraattereidenkin olevan vulkaanista alkuperää.
Viron Saarenmaalla oleva Kaalijärven meteoriittikraatteri saattaisi selittää Kalevalan Sammon!
Arizonassa olevasta kilometrin läpimittaisesta meteorikraatterista etsittiin pitkään itse meteoria. Ei ymmärretty sitä, että kraatteri syntyy meteoriitin törmäyksestä aiheutuvasta räjähdyksestä. Lopulta meteoriitin palasia löytyi kraatterin reunaman läheltä.
1990-luvulla löydettiin Meksikosta 65 miljoonaa vuotta vanha meteoriittikraatteri. Tämän törmäyksen ajatellaan surmanneen mm. hirmuliskot sukupuuttoon. Kraatteria etsittiin jo 1980-luvulla. Todisteita törmäyksestä oli löydetty ympäri maapalloa.
Sitten esitelmöitsijä alkoi käsitellä Lappajärveä, jota aikaisemmin luultiin tulivuoren kraatteriksi. Juuri esitelmöitsijä, dosentti Martti Lehtinen todisti vuonna 1967 Lappajärven olevan meteoriittikraatteri. Ikää meteoriitin törmäyksestä on yli 70 miljoonaa vuotta.
Lappajärven jälkeen Suomesta on löydetty kahdeksan meteoriittikraatteria. Lappajärvi oli ensimmäinen. Kaikki muut ovat huomattavasti vanhempia. 1990-luvulla on löydetty kuusi meteoriittikraatteria.
Lopuksi esitelmöitsijä käsitteli meteoriittikraatterin tunnistamista, minkälaisia todisteita tarvitaan. Tämä on eräänlainen palapeli, jonka osaset pitäisi koota. Ensiksi mineraalirakenteiden olisi synnyttävä korkeassa paineessa. Toiseksi kivilajien pitäisi syntyä korkeassa lämpötilassa. Kolmanneksi ovat geokemiaalliset todisteet. Mm. mukana pitäisi olla ripaus "taivaallista tavaraa", kuten rauta-nikkeliä, kobolttia, nikkeliä, iridiumia ja platinaa. Neljänneksi ovat geofysikaaliset todisteet. Pitäisi löytyä pyöreä painovoima-anomalia, aeromagneettinen ja sähköinen anomalia. Viidenneksipitäisi löytyä geomorfologisia todisteita, mm. pyöreähkö muoto.
Esitelmän jälkeen yleisö piiritti Lehtisen ja kivinäytteet.
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli helmikuussa vuorossa
dosentti Jorma Harju Helsingin yliopiston
Tähtitieteen laitokselta. Hän
esitelmöi aiheesta "radiosäteilyä syntyvistä tähdistä". Esitelmää kuulemassa
oli 31 henkeä.
Mikroaaltosäteily saattaa paljastaa pimeään sumuun hautautuneen vastasyntyneen tähden ennenkuin se voidaan havaita millään muulla keinoin. Tämän radiosäteilyn lähteenä on kuuma ionisoitunut kaasu, joka voi liittyä prototähden pintailmiöihin, esiplanetaariseen kiekkoon tai tähtituulen aiheuttamiin shokkeihin. Eräiden prototähtien suunnassa on havaittu merkkejä lähes valon nopeudella kiitävistä elektroneista.
Syntyvä tähti on ensin prototähtivaiheessa, sitten se on T Tauri -vaiheessa ennenkuin se saapuu vakaaseen pääsarjavaiheeseen. Tähän menee aikaa noin 10 miljoonaa vuotta.
Miten säteilylähteen luonnetta sitten tutkitaan? Ensinnäkin tutkitaan sen jakaumaa taivaalla, sen spektriä ja polarisaatiota, muuttuvuutta ja ominaisliikettä.
Mitä mahdollisia säteilyn lähteitä on? Niitä ovat ionisoituneet tähtituulet ja suihkut, protostellaarisiin suihkuihin liittyvät shokit, shokit kertymäkiekoissa ja magneettikentän silmukat.
Helsingin yliopiston Observatoriolla on tutkittu tällaista harvinaislaatuista säteilylähdettä käyttäen Australiassa sijaitsevaa radioteleskooppiryhmää. Säteilylähde oli Etelän Kruunun tähdistössä, joka ei näy Suomessa. Lähde on 500 valovuoden päässä meistä.
Radioteleskooppiryhmässä oli 6 kpl 22 metrin lautasantennia, joita saatettiin liikuttaa 6 km alueella.
Lopuksi esitelmöitsijä kertoi yleisesti radioteleskoopeista. Chileen mm. rakennetaan teleskooppiryhmä, johon tulee 64 kpl 12 m teleskoopia.
Kirkkonummella olevassa Metsähovin radioteleskoopissa antennin pinnan tarkkuus on 0,1 mm ja tämä sallii havainnot jopa 2 mm aallonpituudella.
Ilmakehän vesihöyry haittaa havaintoja mm-alueella. Tämän takia myös radioteleskoopit pyritään pystyttämään korkeille paikoille.
Havaintoaikaa pitää hakea hyvin perustelluilla hakemuksilla. Havaintoaika on ilmaista havaitsijalle, vaikka radioteleskooppien käyttökustannukset ovat huomattavan korkeat (esitelmöitsijä ei kyllä tiedä lukuja, mutta arvelee että teleskoopista riippuen kysymys voi olla kymmenistä tuhansista markoista vuorokaudessa). Radioteleskoopille on toisaalta tärkeä, että sen avulla saadaan merkittäviä tuloksia, jotta voidaan perustella sen olemassaoloa rahoituksesta päättäville tahoille. Mm. tämän takia havaintoaika julistetaan kansainväliseen hakuun.
Tutkimusprojektit maksavat matkat (yleensä Suomessa Suomen Akatemia
tai yksityiset säätiöt rahoittavat).
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli tällä kertaa vuorossa
Jyväskylän yliopiston fysiikan professori
Jukka Maalampi, joka esitelmöi
kosmisista säteistä. Esitelmää kuulemassa oli 28 henkeä.
Kosmisiksi säteiksi sanotaan avaruudesta lähes valon nopeudella saapuvia alkeishiukkasia ja atomiytimiä. Valtaosa kosmisista säteistä, noin 90 %, on vety-ytimiä eli protoneja. Toiseksi eniten, noin 9 %, on heliumytimiä eli alfa-hiukkasia. Loput on heliumia raskaampia atomien ytimiä.
Aluksi esitelmöitsijä puhui kosmisten säteiden historiasta. Tämä alkaa vuodesta 1912, jolloin Victor Hess totesi ionisoivan säteilyn lisääntyvän, mitä korkeammalle maanpinnasta mennään. Tämän perusteella hän päätteli säteilyn tulevan avaruudesta.
Arthur Compton totesi vuonna 1933, että säteilyn voimakkuus riippuu magneettisesta leveyspiiristä. Niinpä säteily koostuu enimmäkseen varatuista hiukkasista.
Pierre Auger ja Roland Mazel saivat 1938 selville, että kosminen säteily koostuu kymmenien metrien alueelle samanaikaisesti tulevista hiukkasista.Tästä he päättelivät, että Maan pinnalle saapuu ainoastaan sekundaarisia hiukkasia, jotka syntyvät Maan ilmakehässä. Ilmakehään törmääviä primaarihiukkasia emme lainkaan havaitse maanpinnalla, vaan niitä havaitaksemme havaintolaite täytyy kohottaa ilmakehän yläpuolelle.
Ihmisen lävistää noin 100 kosmista sädettä sekunnissa.
Miten sitten kosmisen säteilyn sekundaarinen hiukkassuihku syntyy? Ensiksi primaarihiukkanen törmää ilmakehän kaasuytimeen. Silloin syntyy paljon uusia hiukkasia. Toiseksi syntyy Tserenkovin säteilyä, kun kosmiset säteet tulevat lähes valon nopeudella ilmakehään, eli nopeus on suurempi kuin valon nopeus väliaineessa. Jatkossa hiukkaset törmäilevät edelleen ilmakehän kaasuytimiin. Lopulta hiukkaset ovat hidastuneet niin, että törmätessään vain virittävät ilmakehän kaasuatomeja, eivät hajoita niitä. Kun viritystilat laukeavat, atomit säteilevät fluoresenssivaloa, joka voidaan havaita tarkoilla mittareilla.
Miten sitten hyvin suurienergiaiset kosmiset säteet syntyvät (kosmisilla säteillä on jopa 10 potenssiin 20 elekronivoltin energioita)? Tästä voidaan esittää vain arveluita. Linnunradan supernovien sokkiaalloissa voisi syntyä tarvittavia erittäin korkeita energioita. Toiseksi niitä voisi syntyä aktiivisissa galaksiytimissä. Niissä olevissa erittäin suurimassaisiin mustiin aukkoihin syöksyy ainetta, jolloin syntyvissä sokkiaalloissa syntyy tarvittavia hyvin suurienergiaisia protoneja. Kolmanneksi kosmiset säteet syntyvät gammapurkauksissa. Ne taas voivat syntyä neutronitähtien törmäilyssä tai luhistumisessa, joissa syntyy sokkiaaltoja. Neljänneksi kosmisia säteitä voivat synnyttää jonkinlaiset topologiset oliot, kuten ns. kosmiset jänteet.
Lopuksi esitelmöitsijä kertoi avaruuden neutriinosäteilystä. Neutriinot vuorovaikuttavat erittäin heikosti muun materian kanssa. Neutriinoita syntyy mm. Linnunradan supernovissa, joita on havaittu vuosina 1006, 1054, 1572 ja 1604. Naapurigalaksissamme Suuressa Magellanin pilvessä havaittiin supernovaräjähdys 23.2.1987. Tällöin räjähdys aiheutti Maassa noin 10 potenssin 14 neutriinon vuon neliömetriä ja sekuntia kohti. Ja neutriinoita todella myös havaittiin Japanissa ja USA:ssa kymmenisen kappaletta kummassakin.
Viimeksi esitelmöitsijä kertoi Auringon neutriinoiden havaitsemisesta. Auringon neutriinoita on nyt havaittu noin 30 vuoden ajan. Neuriinoita on koko ajan havaittu ennusteeseen verrattuna liian vähän, noin 30-50 %.
Seppo Linnaluoto
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa 13.12.2000 dos. Juhani Huovelin
piti mielenkiintoisen esitelmän Auringon ja tähtien elämänkaari. Tässä
ilmeni, että vain 427 valovuoden päässä oleva punainen jättiläinen
Betelgeuse
on lähellä lopullista räjähtämistään
supernovaksi. Esitelmästä ilmeni myös,
että supernovaksi räjähtävä tähti voi kirkastua nykyisestään jopa 10 potenssiin 8 -kertaiseksi.
Jatkokeskustelussa heräsi kysymys: miten vaarallista tämä on maapallolla,
tuhoaako se kaiken elämän? Yritin laskeskella kuinka käy. Auringon etäisyys
valovuosina on 1,58131x10 potenssiin -5. Betelgeusen etäisyys on 427,5 valovuotta. Näiden
etäisyyksien suhde on 27034517. Tämän etäisyyssuhteen neliö on 7,308651x10 potenssiin 14.
Betelgeuse on nyt absoluuttisesti 9400 kertaa aurinkoa kirkkaampi. Jos se kirkastuu 10 potenssiin 8 -kertaiseksi, siitä tulee 9,4x10 potenssiin 11 kertaa aurinkoa kirkkaampi. Kun tämä kirkkauksien suhde jaetaan etäisyyksien suhteen neliöllä saadaan Betelgeusen supernovan maahan näkyväksi näennäiseksi kirkkaudeksi vain 1,286x10^-3 kertaa auringon kirkkaus. Toisin sanoen sen valovoima on 1/800 osa auringon valovoimasta. Kun tämä on suhteellisen lyhytaikainen huippukirkkaus, ei sillä ole merkittävää vaikutusta maapallon ilmastoon tai vaarallisen ionisoivan säteilyn määrään. Kuitenkaan ei supernovaa pitäisi katsoa paljain silmin, sillä se olisi hitsausvalokaarta kuumempana vaarallinen silmille. Kuuhun verrattuna Betelgeuse supernovan kirkkaus olisi noin 600 kertaa täysikuuta suurempi.
Betelgeuse voi olla jo räjähtänytkin, sillä mehän näemme sen vasta 427 vuotta myöhemmin. Ensimmäisenä se havaitaan neutriinoilmaisimilla, sillä neutriinot tulevat lähes valon nopeudella suoraan tähden sisältä, valo- ja muu säteily vasta tunteja myöhemmin kun räjähdysaalto on kerinnyt tähden pintaan asti.
Laskelman lähtöarvot ovat Ursan julkaisusta Tähdet 2001. Tulos on vain suuruusluokan antava, sillä mm. supernovan kirkkauslisä tunnettaneen huonosti.
Saman laskelman voi tehdä myös magnitudien kautta. Myös nämä löytyvät Tähdet 2001 vuosikirjasta. Tällöin on muistettava että magnitudi on logaritminen asteikko. Kun tähden kirkkaus muuttuu 2,512-kertaiseksi pienenee magnitudi yhdellä. Log 2,512 = 0,4
Dos. Huovelin luki yllä olevan ja korjasi laskelman perusteita sillä, että Betelgeusesta tulisi tyypin II supernova, jollaisen absoluuttinen magnitudi M tullee olemaan -16 ... -18. Tällä hetkellä sen taulukkoarvon mukainen keskiarvomagnitudi (näennäinen magnitudi m) on 0,5, mistä saadaan absoluuttiseksi magnitudiksi -4,9. Supernovaräjähdyksessä se siis tullee kirkastumaan 11-13 magnitudia. Tyypin II supernoville on tyypillistä maksimikirkkauden säilyminen suhteellisen pitkään, jossakin tapauksissa jopa pari kuukautta. Näkisimme siis melko kauan loistavan hyvin kirkkaan tähden Betelgeusen räjähdettyä.
Näin laskien Betelgeusen näennäinen kirkkaus olisi yllä laskemaani vähäisempi, maahan näkyvä näennäinen kirkkausluokka välillä -15,5 ... -17,5. Tämä on täysikuuta (-12,6) 3 - 5 magnitudia kirkkaampi. Sen valovoima olisi siis 15-100-kertainen täysikuuhun verrattuna. Siis katuvalot saisi sammuttaa sen ollessa sen ollessa korkealla. Se olisi selvästi päivälläkin näkyvä hyvin kirkas sininen tähti.
Verrattuna aurinkoon jonka magnitudi on -26,78, Betelgeuse supernova olisi siis noin 9 - 11 magnitudia himmeämpi. Sen maan pinnalle säteilemä valo ja lämpösäteily olisivat siis noin 1/4000 - 1/20.000 -osa auringon säteilystä, siis sen merkitys lämpötilaan ja ilmastoon merkityksetön.
Betelgeusen räjähdys olisi hieno nähtävyys ja tieteelle mainio tutkimuskohde, mutta ei aiheuttaisi maailmanloppua eikä ihmiskunnalle perikatoa.
Antti Järvi
Projektin Internet-yhteydet toimivat jälleen. Varkaiden viemien
kaapeleiden tilalle on saatu kytkettyä uudet kaapelit ja yhteydet toimivat
jälleen normaalisti. Korjaus otti hieman pidemmän ajan kuin osattiin ennakkoon
arvioida mutta yhteydet palautuivat viimein lauantai-iltana (3.3.2001).
Lähde: AVARUUS-julkaisu
Kirkkonummen Komeetta on liittynyt verkkokirjakauppa Meteorin kumppaniksi.
Verkkokirjakauppa myy kotimaiset kirjat 5-10 % ohjehintaa halvemmalla.
Ulkomaiset kirjat saa myös halvemmalla kuin tavanomaisestakirjakaupasta.
Toimitusmaksu on 30 mk tilauksen määrästä riippumatta.
Kirkkonummen Komeetta saa kirjoista 10 % provision.
Kirjakaupassa on oma tähtitiedeosasto. Esittelysivullamme (http://www.ursa.fi/yhd/komeetta/kirjat.html) neuvotaan, miten sinne löytää. Siellä on myös linkki kirjakauppaan. Osta kuitenkin Ursan kirjat Komeetalta esitelmätilaisuuksissa tai kerhoilloissa. Komeetan jäsenet saavat vähintään 20 % alennuksen Ursan ohjehinnasta! Ja säästyt toimitusmaksulta.
Voit myös ottaa suoraan osoitteen:
http://tracker.tradedoubler.com/tracker.asp?code=383047
On tärkeää, että otat yhteyden kirjakauppaan Komeetan linkin kautta tai kirjoittamalla yo. osoitteen täydellisenä, niin Komeetta saa provision.
Kirjavalikoimassa on useita suomenkielisiä tähtitieteen kirjoja (+ uudemmat
Ursan kirjat) ja melko laajalti ulkomaisia kirjoja. Voit tietysti ostaa
mitä hyvänsä kirjoja tätä kautta.
Yhdistyksen kerhoillat ovat joka maanantai alkaen klo 18.00 lukuunottamatta
luentopäiviä. Ohjelmassa on peilin hiontaa, videoiden katselua, makkaran
paistoa, jutustelua… Ja tietysti säiden salliessa myös tähtitaivaan havainnointia.
Kerhotilaan pääsee myös muulloinkin, avaimia voi kysellä Junkkarin Aarnolta,
Linnaluodon Sepolta tai Wikstedin Kaitsulta.
Kevätpäiväntasaus on 20.3. klo 15.32. Tällöin Aurinko siirtyy eteläiseltä
taivaanpallon puoliskolta pohjoiselle. Kevätpäiväntasauksen aikoihin päivä
ja yö ovat suunnilleen yhtä pitkiä koko maapallolla.
Kesäaikaan siirrytään aamuyöllä 25.3. Tällöin kellonaikoihin lisätään
yksi tunti.
Venus
näkyy maaliskuussa viimeistä kertaa illalla lännessä
tänä vuonna. Maaliskuun alussa Venus laskee klo 22, kuun lopussa se laskee
samaan aikaan kuin Aurinko. Milloin on viimeinen päivä, jolloin Venus vielä
näkyy?
Maaliskuussa Venus näkyy kaukoputkella hyvin kapeana sirppinä.
Venus on aina kaikkein kirkkain tähtimäinen taivaankappale.
Mars näkyy edelleen aamuyöllä eteläisellä taivaalla. Se kirkastuu koko kevään ajan, mutta samalla sen korkeus pienenee. Toukokuussa Mars on yhtä kirkas kuin Jupiter. Maaliskuun alkupuolella Mars on lähellä Skorpionin Antares-tähteä. Kuu on lähellä Marsia 16.3. Aamulla 13.4. klo 4.40 Mars on vain 10 kaariminuuttia Kuun alareunan eteläpuolella. Oppositiossa Mars on 13.6., mutta se on silloin vain 3,5 asteen korkeudella.
Jupiter näkyy edelleen iltataivaalla Härän tähdistössä toukokuuhun saakka. Se on nyt läntisellä taivaalla. Jupiter on Plejadien ja Hyadien välillä. Kuu on lähellä Jupiteria 1.-3.3., 29.3. ja 26.4.
Jupiter on Venuksen jälkeen kirkkain taivaankappale. Kaukoputkella näkyvät Jupiterin pilvivyöt ja neljä Jupiterin kuuta.
Saturnus on lähellä Jupiteria, sen oikealla puolella. Saturnus on suunnilleen yhtä kirkas kuin kirkkaimmat tähdet. Kuu on lähellä Saturnusta 1./2.3., 28.3. ja 25.4.
Kaukoputkella näkyvät Saturnuksen renkaat ja muutamia Saturnuksen kuita.
Kevätiltaisin kasvava Kuu näkyy erityisen hyvin. Kuun ensimmäinen
neljännes eli kasvava puolikuu on 1.4. ja 30.4. Kuu näkyy illalla 27.3.-8.4.
ja 25.4.-7.5.
Lyridit on aktiivinen parvi 16.-25.4. Maksimi on 22.4.,
jolloin voi näkyä kymmenkunta lyridiä. Meteoriparvi näkyy parhaiten aamuyöllä.
Kuu ei haittaa havaintoja.
Kevätiltaisin Ison Karhun
Otava näkyy suoraan pään yläpuolella.
Etelätaivaalla on Leijonan tähdistö. Ajomies sekä Jupiter ja Saturnus ovat
lännessä. Kaksosten tähdistö on lounaassa ja Neitsyen tähdistö kaakossa.
Otavan varsi osoittaa Karhunvartijan kirkkaaseen Arcturus-tähteen ja edelleen
Neitsyen Spicaan.
Orion on jo laskemassa länteen.
Orionin kaasusumu (M42) sijaitsee
Orionin
tähtikuviossa. M42 on
valtava tähtien välisen aineen tihentymä, joka koostuu vedystä ja siellä
syntyy uusia tähtiä. Etäisyyttä on 1700 vv. M42:n lähellä on toinen sumu
M43. Näiden sumujen yhteinen läpimitta on 100 vv.
M42:n etsimisen voi aloittaa etsimällä tähtien Alnitak, Alnilam ja Mintaka muodostama suora, jonka pituus on noin kaksi sormenleveyttä. Suorasta noin 2,5 sormenleveyden päässä on usean kirkkaan tähden alue, jonka keskeltä M42 löytyy.
M42:sen havaitsemiseen sopii kiikari ja M43:seen 10 cm kaukoputki. M78 on vaikea havaittava. Sen havaitsemiseen sopii 15 cm kaukoputki.
Kirkkaus Koko
(1´ = 1/60° 1´´ = 1/3600°)M42 +4,00 magnitudia 66*60´
M43 +9,00 magnitudia 20*15´
M78 +8,00 magnitudia 8*6´
Ville Marttila
Ohjelman suoritusta huomattavasti nopeutti se, että poistettiin grafiikan näyttö. Sillä näytöllä ei ole ilmeisesti mitään varsinaista merkitystä laskennan kannalta. Enemmän sellaista sielun hoitoa. Nyt tämä SETI-ohjelma on todellinen näytönsäästäjä, eli nyt ruutu köllöttää pimeänä.
SETIin päämajaan ei maaliskuun alkupuolella saatu yhteyttä. Joku oli katkaissut kuituyhteyden. Olisko olleet pienet vihreät miehet?
Heikki Marttila
Käytin verkkokirjakauppa Meteorin palveluja hyväksi ja tilasin Ismo
Lindelin kirjoittaman Sähkötekniikan historian. Kirja on elävästi kirjoitettu
ja siinä kerrotaan myös sähkötekniikan vaikuttajien ja heidän elinaikansa
elämästä.
Muutamissa kohdin liikutaan lähellä tähtitiedettäkin. Yksi mielenkiintoinen tieto on, että Aristoteles oli pitänyt salamaa meteorina, joka siten kuului samaan meteorologian alaan kuin sateenkaaret, komeetat ja revontulet.
Lisäksi kirjassa kerrotaan kaukoputkista, mutta niistä sitten enemmän seuraavassa Pyrstössä.
Heikki Marttila
Vuosikymmen sitten pyhkäisi Suomen yli täydellinen auringon pimennys.
Se oli sellainen tapaus, että osa harrastajista meni sinivalkoisilla siivillä
sitä aamutuimaan pilvien yläpuolelle katsomaan. Itse en ollut niin innokas,
mutta päätin herätä aikaisin aamulla ja ikuistaa tuo tapaus mielikuviin.
Puhuin tulevasta tapauksesta perheelleni ja naapurille. Ja yhteisenä päätöksenä
oli lähteä katsomaan pimennystä paikkakunnan korkealle paikalle eli Peuramaan
rinteelle.
Pimennysaamu valkeni usvaisena ja Peuramaata kohti ajaessamme takapenkiltä kuluu epäilyjä, että näkyyköhän mitään, kun on noin paljon usvaa. Peuramaan rinteellä ei kuitenkaan usvaa ollut, mutta oli siellä muuta. Moni muu oli tehnyt saman havainnon, että korkealta näkee enemmän, ollaan varmaan lähempänä aurinkoa. En huomannut laskea kuinka paljon porukkaa oli paikalla, mutta kymmeniä oli, ellei peräti satakunta.
Aurinkoa ei näkynyt, kun se oli niin ujo, että meni pilven taakse pimeentymään. Mutta pimennys näkyi muuten. Tumma varjo lähestyi havaintopaikkaamme ja kun kuun varjo oli kohdalla, niin aamuvarhaisesta huolimatta tähdet taivaalla näkyivät, kuin yöllä ikään. Oli varsin merkillinen näky ja tunnelma.
Kun sessio oli ohi, joku juhlisti tapahtumaa avaamalla pullon kuohujuomaa. Itse lähin kotiin varhaiselle aamukahville.
Heikki Marttila
Olemme aloittaneet 20 senttisen peilin hiomisen yhdistyksen
kaukoputkea
varten. Tämän kokoinen peili on vielä varsin helppo tehdä. Kokeneelta harrastajalta
kuluu peilin tekemiseen n.20 tuntia. Tarkoituksenani on kertoa hyvin yleisellä
tasolla miten tälläinen peili hiotaan. Tarkempia ohjeita löytyy kirjoista
joita löytyy Komeetan kirjastosta.
Peilin hiontaa varten tarvitaan kaksi pyöreää lasikiekkoa. Yleensä kiekon paksuus on 1/6 halkaisijasta, eli 20 cm peilin tapauksessa n. 3,5 senttiä. Kiekoista valitaan toinen peiliksi ja toinen apukappaleeksi. Lisäksi tarvitaan muutamaa eri karkeuksista hioma-ainetta, kiillotusainetta, sekä pikeä kiillotusalustaa varten.
Ensimmäinen vaihe peilin hionnassa on karkeahionta. Sen tarkoituksena on hioa peilin polttoväli lähelle haluttua arvoa. Apukappale kiinnitetään tukevasti kiinni hiontapöytään ja kappaletta josta tulee peili liikutellaan tämän kiekon päällä. Aluksi apukappaleen pinnalle levitetään hieman karkeinta hionta-ainetta sekä vettä. Tämän jälkeen peilikappaletta hiotaan epäkeskeisillä työnnöillä kappaleen päällä. Aina muutaman työnnön jälkeen peiliä pyöräytetään n. neljänneskierros käsissä ja myös itse otetaan askel pöydän ympäri. Karkeahionnassa saa käyttää paljon painoa, mutta hiontatyöntöjen on oltava melko hitaita, noin 60 työntöä minuutissa.
Yksi hionta-aine annos kestää aluksi ehkä minuutin tai kaksi, tämän jälkeen lisätään hionta-ainetta sekä vettä ja jatketaan hiomista. Tätä yhtä hioma-aineen lisäystä kutsutaan "märäksi" eng."wet". Peili ja apukappale olisi myös hyvä huuhtaista puhtaaksi joka märän jälkeen, muutoin apukappaleen ja peilin pinnalla ei ole muuta kuin paksu mutakerros joka ei juurikaan hio.
Kun peiliä on hiottu puolisen tuntia, voidaan polttoväli mitata. Tapoja on useita, mutta helpoimmin polttovälin mittaa niin, että heijastaa taskulampulla valokiilan märkään peiliin, josta valokiila heijastuu taskulampun vieressä olevalle valkoiselle pahville. Lamppua ja pahvia siirtämällä etsitään piste jossa valotäplä on pienimmillään, tämä on peilin kaarevuussäde. Peilin polttoväli on puolet tästä mitatusta kaarevuussäteestä.
Kun peilin polttoväli on muutaman tunnin hiomisen jälkeen saatu likimain halutuksi, aloitetaan hienohionta. Hienohionnassa tarkoituksena on poistaa asteittain karkeamman hioma-aineen jättämät naarmut ja kuopat, niin että peili voidaan lopuksi kiillottaa. Hionta-asteita on yleensä 5-7. Hionta tapahtuu samoin kuin karkeahionnassa, mutta painoa ei enää käytetä yhtäpaljon, koska tarkoituksena ei ole enää lyhentää polttoväliä. Hiontaliikkeenä käytetään keskipisteen ylittäviä melko lyhyitä työntöjä (peili liikkuu n. 1/3 halkaisijastaan). Tämä varmistaa sen että pinnoista tulee palloja. Kun peiliä on hiottu yhdellä asteella noin tunti, tarkastellaan sitä luupilla tai suurennuslasilla. Jos peili on tasaisen harmaa, eikä siinä ole isompia kuoppia voidaan siirtyä hienompaan hionta-asteeseen.
Kun peili on hiottu kaikkein hienoimmalla asteella, on aika ryhtyä kiillottamaan peiliä. Tämä tapahtuu valamalla ensin apukappaleen päälle pikialusta, johon on tehty ristikkäinen uraverkosto. On hyvin tärkeää että pikialusta on joka kohdastaan kontaktissa peilin kanssa, muuten peiliin tulee kiilloituksessa muotovirheitä. Peilin kiilloitus tapahtuu tämän pikialustan päällä ja kiillotusaineena toimii ceriumoksidi. Kiillotusvaiheessa pikialustan ja peilin väliin ei saa päästä isompia kappaleita, koska jopa pölyhiukkaset naarmuttavat peiliä. Kiillotuksessa menee aikaa muutamia tunteja.
Onnistuneen hionnan ja kiillotuksen jälkeen peili on hyvin tarkasti pallopintainen. Pallopeili ei kuitenkaan heijasta kaikkia valonsäteitä samaan polttopisteeseen, vaan peili pitää muotoilla paraboloidiksi. Peilin muotoilu tapahtuu edelleen pikialustan päällä. Peilin tarkkaan muodon mittaukseen on useita tapoja, kvalitatiivisesti peilin muodon voi tarkistaa ronchi-hilalla. Ronchi-hila muodostaa peilin pinnalle mustia ja vaaleita raitoja, joiden taipumisesta voidaan peilin muotoa arvioida. Yleisin kvantitatiivinen tapa peilin mittaukseen on Focaultin testi. Siinä mitataan tarkasti muutamien eri säteellä peilin keskipisteestä olevien vyöhykkeiden polttopisteet. Tarkastelemalla peilin muotoa ja käyttämällä sopivia kiillotustyöntöjä, saadaan peili muotoiltua hyvin tarkasti (n. 1/10000 mm tarkkuudella).
Kun peili on muotoiltu sen voikin lähettää aluminoitavaksi ja alkaa valmistamaan itse kaukoputkea. Kaukoputken rakentamisesta kerrotaan lisää tulevissa Komeetan Pyrstöissä.
Yhdistyksen peilin hionnassa on ollut hieman vaikeuksia kun ilmaiseksi saamamme apukappaleesta lohkesi pala, joten piti hankkia uusi apukappale. Peilin polttoväli on nyt (11.3.2001) ~10 tunnin hionnan jälkeen n. 150 cm ja karkeahionnasta voidaan kohta siirtyä hienohiontaan. Tervetuloa kaikki hiomaan, joko yhdistyksen peiliä, tai omaa. 15cm peilin hiominen ja aluminointi maksaa enintään 1000 mk. Rahallinen säästö ei ole suuren suuri valmiiseen peiliin verrattuna, mutta ennenkaikkea peilin hiominen onkin hauskaa !
Lisätietoa netistä:
www.teknofokus.fi
tuo maahan peiliaihioita, hionta-aineita ja muita kaukoputken rakentamisessa
välttämättömiä osia.
www.efn.org/~mbartels
Mel Bartelsin kotisivut, josta löytyy artikkeleita sekä vinopino ATM-
linkkejä (ATM= Amateur Telescope Making)
www.atmpage.com
Toinen hyvä englanninkielinen ATM- sivusto.
Tammikuun 9:ntenä kokoonnuimme Volsin Mariefrediin todistamaan kuunpimennystä.
Ikäväksemme jo säätiedotukset tiesivät kertoa, että hieno tapahtuma tulisi
peittymään pilviverhon taakse. Näin kävikin. Vielä alkuillasta kuu vilahti
pilvien välistä, mutta varsinaisen pimennyksen aikoihin pilvisyyden täydensi
etelästä, mereltä lipuva sankka sumuverho. Kuusta ei taatusti nähnyt mitään.
Niinpä katsoimme sisällä pienen diasarjan kuunpimennyksestä. Joimme kahvit, paistoimme makkaraa ja tutkimme havaintovälineitämme. Paikalla oli kaksitoista komeettalaista.
Puheenjohtaja:
Aarno Junkkari
Eerikinkallio 2 B 10
02400 Kirkkonummi
p. 2987406 (k), 22101381 (t), 050-3380678 (m)
aarno.junkkari@meckelborg.fi
Varapuheenjohtaja:
Mikko Mannonen
Eerikinkallio 6 B 24
02400 Kirkkonummi
p. 040-5410253
mikko.mannonen@datex-ohmeda.com
Sihteeri:
Seppo Linnaluoto
Framnäsintie 2 E 21
02430 Masala
p. 2977001 (k), 040-5953472 (m)
linnaluo@ursa.fi
Varainhoitaja/hallituksen jäsen:
Heikki Ruonaniemi
Överbyntie 182
02400 Kirkkonummi
p. 2218734
heikki.ruonaniemi@iobox.com
Varajäsen:
Markku af Heurlin
Samkullantie 6
02400 Kirkkonummi
p. 040-5625601
mafheurl@helsinki.fi
Toimituksen yhteystiedot:
Komeetan pyrstöön tulevia juttuja voitte lähettää osoitteeseen:
Heikki Marttila
Kettutie 9
02400 Kirkkonummi
Puh. 298 9603
Sähköposti:
Kettutie@dlc.fi