maanantai 27. heinäkuuta 2015

Eksoplaneetta Kepler-452b

Kepler-observatorion havaitsemia eksoplaneettoja taiteilijan
näkemyksen mukaan
. Planeetat ovat vasemmalta oikealle:
Kepler-22b, Kepler-69c, Kepler-452b, Kepler-62f ja
Kepler-186f. 
Oikealla on Maa.
Kuva 
NASA/Ames/JPL-Caltech.
Nasan julkistama ja kolmisen vuotta tutkittu eksoplaneetta Keler-452b on ennennäkemättömän huomion tiedotusvälineissä. Lähes jokainen nettilehti on löydön uutisoinut. Tosin, uutisointi on tavallisesti jäänyt Nasan tiedotteen ja siihen liitettyjen kuvien julkaisemiseen. Hyvä näinkin, sillä eipä aivan heti tule mieleeni viime vuosilta mitään vastaavaa, vaikka muutamia hyvin uutisoituja tutkimuksia on: esimerkiksi aivan tuore New Horizons luotaimen tekemä Pluton ohilento.

Tutkimuksena ja havaintona Kepler-452b:n löytyminen ei poikkea mitenkään niistä, joita Kepler-ohjelmassa on tehty aikaisemmin. Eksoplaneetta kandidaatteja on tällä hetkellä 4 696 ja jo varmistuneita planeettoja on 1 030 [1]. Suurin osa jo varmistuneista eksoplaneetoista sijaitsee aivan muualla kuin tähtensä elämää ylläpitävällä vyöhykkeellä. Elokehällä sijaitsevia planeettoja, kooltaan enintään kaksinkertaisia maapalloon verrattuna, on vain kourallinen (12 planeettaa) ja niistäkin melkoinen osa on jotain muuta kuin maapallon kaltaisia.

Kepler-ohjelma

Kepler-avaruuskaukoputki laukaistiin avaruuteen maaliskuun 9 vuonna 2009 Cape Canaveralin avaruuskeskuksesta Floridasta. Kantorakettina oli Delta II kantoraketti. Avaruuskaukoputki sijoitettiin Aurinkoa kiertävälle radalle [2] siten, että se pystyi havaitsemaan samaa Joutsenen ja Lyyran tähdistöjen rajalla olevaa aluetta keskeytyksettä koko sen kolmen vuotta minkä luotain pääohjelman mukaisia havaintojaan teki.

Rakenteellisesti Kepler on hyvin yksinkertainen (jos avaruuteen sijoitetut tutkimuslaitteet milloinkaan ovat yksinkertaisia?) käsittäen vain 0,95 metrisen kaukoputken jonka kuva kulma on (kaukoputkeksi) laaja, peräti 12 astetta. Havaintovälineenä kaukoputkessa on 42 CCD-kameraa, jokaisen koko 50×25 mm ja pikseleitä 2 200×1 024. Valotusaika on hieman alle kolme sekuntia mutta lopputulos saatiin integroimalla (summaamalla) 30 minuutin mittaukset 6,5 tunnin ajalta.

Kepler-452-tähden sijainti tähtitaivaalla. Tähden näkemiseen 
vaaditaan keskikokoinen harrastajakaukoputki ja tarkka sijainti-
tieto tähdestä. Kuva Kari A. Kuure.
Vaikka Keplerin havaintoinstrumentteina olikin CCD-kamerat, niitä ei käytetty kuvien muodostamiseen, vaan kuvakentän jokaisesta tähdestä mitattiin sen kirkkaus. Toinen poikkeavuus kameran toiminnassa oli tavanomaiseen kaukoputkeen verrattuna: kuva oli tarkoituksellisesti epätarkka. Tähden kuvasta tuli kuvakennoilla noin 10 kaarisekunnin kokoinen läikkä, jotta kameroiden pikselien valoherkät ominaisuudet tulivat mahdollisimman hyvin hyödynnettyä.

Kepler teki pääohjelman havainnot mittaamalla havaintoalueensa 150 000 tähden kirkkautta jatkuvasti. Suunnitelman mukainen toiminta-aika oli vähintään 3,5 vuotta. Pitkähkö toiminta-aika oli tarpeen, sillä jokaiseen varmasti tunnistettavaan eksoplaneetan havainnointiin tarvittiin vähintään kolme tai neljä tähden kirkkauden himmenemistä. Auringon kokoisilla tähdillä tämä merkitsee sitä, että eksoplaneetat, jotka sijaitsevat enintään yhden au:n etäisyydellä tähdestään, voidaan havaita.

Kepler-ohjelman eksoplaneetat löytyvät jos tähteä kiertävän eksoplaneetan rata on sellaisessa kulmassa meihin nähden, että se kulkee ajoittain tähden kirkkaan pinnan editse. Tapahtumaa kutsutaan ylikuluksi ja sen aikana tähden kirkkaus vähenee aavistuksen verran, tyypillisesti vain muutaman promillen verran kokonaiskirkkaudesta. Muut eksoplaneetat, ne joiden radat eivät tuo sitä tähden ja meidän väliin, jäävät löytymättä.

Ohjelman päättyminen ja uuden aloittaminen

Kuten kaikilla mekaanisilla laitteilla, niin myös Kepler avaruuskaukoputkella oli rajallinen toiminta-aika. Vaikka osa sen laitteista oli kahdennettu, tämä raja tuli Keplerille vastaan toukokuussa 2013. Tällöin sen suuntaamiseen käytetyistä reaktiopyöristä vaurioitui jo toinen.  Tämä oli pääohjelman loppu, sillä observatoriota ei enää pystytty pitämään suunnattuna havaintoalueeseensa riittävän tarkasti.

Keplerissä oli vaurion jälkeen enää kaksi toimintakykyistä reaktiopyörää. Niitä käyttämällä avaruusobservatoriota pystyttiin suuntaamaan joihinkin tiettyihin, tarkasti valikoituihin alueisiin, mutta niitä piti vuoden kuluessa vaihtaa. Tutkimuksen kannalta menetelmä ei ole ollut aivan yhtä tuloksellinen kuin pääohjelma, mutta joitakin tuloksia kuitenkin on saatu: varmistettuja eksoplaneettoja K2-ohjelman aikana on löydetty 22.

Eksoplaneetta Kepler-452b

Oheisessa taulukossa on tutkimuksissa saadut tiedot ko. eksoplaneetasta. Kaikki muu, mitä planeetasta on kerrottu, on enemmän tai vähemmän arvailujen varassa.

Säde
1,63 × RÅ
Massa
ei tunnettu
Lämpötila (ilman ilmakehän vaikutusta)
265 K (maapallo noin 255 K)
Ylikulun kesto
10,63 tuntia
Kiertoaika (= vuosi)
384,843 vrk
Keskietäisyys tähdestä
1,046 au
Radan kaltevuus näkösäteeseen
89,806 °

Tähti  Kepler-452

Kepler-452 -tähteä on kuvailtu Auringon kaltaiseksi. Näin todellakin on vaikka pieniä eroja on olemassa.

Kepler-452
Aurinko
Efektiivinen lämpötila
5778 ± 85  K
5785 K
Massa
1,037 × M
1,989x1030 kg
Säde
1,110 × R
6,69×105 km
Metallisuus [Fe/H]
+ 0,210
~ 0,2
RA
+19 h 44 m 0.89 s

DEC
+44 ° 16 ‘ 39.22 ”

Visuaallinen kirkkaus
13,426
–26,78
Luminositeetti
1,2 × L
3,9x1023 kW
Ikä [miljardia vuotta]
n. 6 ±2
n. 4,65
Spektriluokka
G2V
G2V
Etäisyys
n. 1400 ly (430 pc)
1 au

Huomautukset

[1] Eksoplaneettoja on varmistettu kaikkiaan 1 879 ja kandidaatteja on 5 583.


[2] Keplerin kiertoaika Auringon ympäri on 372,5 vuorokautta. Tästä syystä observatorio jää hieman jälkeen maapallosta ja oli neljän vuoden jälkeen noin 0,5 au:n etäisyydellä.


lauantai 25. heinäkuuta 2015

Hiilivetyutua ja tholinia

Utukerroksia Pluton ilmakehässä.
Nasa julkaisi uusimpia tutkimustuloksia joita on tehty New Horizons -luotaimen tuottamasta datasta. Merkittävämpänä löytönä voidaan pitää Pluton aina 130 km korkeudella ilmakehässä leijuvaa utua, joka on kerrostunut kahdeksi tiheämmäksi kerrokseksi 80 km ja 50 km korkeuksiin.

Utu on kemiallisesti hiilivetyjä, jotka ovat syntyneet ultraviolettivalon vaikutuksesta metaanista. Metaani  (CH4) pilkkoutuu uv-fotonin osuessa siihen ja sitoutuu kemiallisesti toisien pilkkoutumistuotteiden kanssa monimutkaisemmiksi hiilivedyiksi kuten etyleeniksi (C2H4) ja asetyleeniksi (C2H2). Raskaampina molekyyleinä nämä hiilivedyt laskeutuvat alemmaksi Pluton ilmakehässä ja tiivistyvät erittäin kylmissä olosuhteissa uduksi. Ultraviolettivalo jatkaa edelleen näissä kerroksissa molekyylien muokkaamista vielä monimutkaisimmiksi hiiliyhdisteiksi, tholiniksi, joka puolestaan laskeutuu lopulta Pluton pinnalle ja antaa tälle sen punertavan sävyn.

Tutkijat osasivat odottaa utukerroksen esiintymistä, mutta aikaisemmat laskelmat osoittivat ilmakehän olevan liian lämmin yli 30 km korkeudella udun syntymiseen.  Tutkijat joutuvatkin kehittelemään tai ainakin hiomaan olemassa olevia malleja selittäessään nyt tehdyt havainnot.

Tutkimukset Charonin ilmakehästä ei vielä ole onnistuneet        
osoittaamaan sen olemassa oloa.
Pluton ilmankehän paine pinnalla ei vielä osoita ”romahtamisen” merkkejä, pikemminkin päinvastoin. Pluto oli ratansa perihelissä vuonna 1989 ja ilmakehästä on tehty havaintoja sen jälkeen 2000-luvun alkupuolella. Silloin havainnot osoittivat ilmanpaineen kohonneen. Nyt New Horizons -luotaimella tehdyt havainnot osoittavat edelleen korkeampaa ilmanpainetta. Havainnot ilmanpaineesta muodostavat nousevan suoran, joka ei vielä ole taittunut. Luonnollisesti Pluton etääntyessä aina vain kauemmaksi Auringosta, sen ilmakehänpaineen nousu täytyy taittua laskevaksi aivan lähivuosina.

New Horizons lensi myös Charonin takaa Auringosta katsottuna, jolloin luotain teki havaintoja myös mahdollisesta Charonin ilmakehästä. Toistaiseksi kaikkea mittausdataa ei ole saatu vielä Maahan, mutta ensimmäiset tulokset eivät osoita ilmakehän olemassa oloa.


Tästä kuvasta voi helposti erottaa Sputnik-tasangon virtaavan
jäätikön.
Tombaugh Region  Sputknik-tasangon virtaava jää muistuttaa virtaavia jäätikköjä Maassa.  Sputnik-alueella on jäätä, joka on muodostunut typestä, hiilimonoksidista ja metaanista. Toistaiseksi tutkijoilla ei ole selkeää käsitystä mikä saa jään virtaamaan ja mistä se saa energiansa. Lämpötila alueella on 46 K (-227 °C). Virtaava jää peittää alleen alueen reunoilla vanhempaa ja samalla karkeampaa pintaa. Ilmiö näkyy selkeästi korkean erotuskyvyn kuvissa.







Kaikki kuvat: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

keskiviikko 22. heinäkuuta 2015

Lisää ennusteita Auringon aktiivisuuden hiipumisesta

Valentina Zharkovan (& al) tutkimuksen toteutunut ja
ennuste tulevasta Auringon aktiivisuudesta. Kuva
ko. tutkimusraportista. Y-akselin asteikon suhde
auringonpilkkulukuun on suunnilleen 0,5.
Professori Valentina Zharkova (Northumbira University) työryhmineen [1] on esittänyt vakuuttavia tutkimustuloksia odotettavissa olevasta Auringon aktiivisuuden hiipumisesta. Nykyinen auringonpilkkujakso 24 on aktiivisuusmaksimiltaan vain noin 2/3 edellisestä ja Zharkovan ennusteen mukaan jakso 25 tulee olemaan vielä heikompi.

Ennusteen mukaan auringonpilkkujakso 26 jää käytännössä väliin lähes kokonaan, joitakin pieniä aktiivisuushyppäyksiä lukuun ottamatta. Ennuste ei ulotu tämä pidemmälle mutta ”rivien välistä” voi päätellä, että jaksot 27 ja 28 eivät kovin voimakkaiksi muodostu.

Auringon aktiivisuuden ennustaminen on ollut äärimmäisen vaikeaa, lukuisista yrityksistä huolimatta. Monet ennusteet pohjautuvat Auringon magneettiseen sykliin, jonka pituus on noin 22 vuotta. Tähän jaksoon sisältyy kaksi auringonpilkkujaksoa, joiden aikana magneettikentän suunta on vastakkainen.

Auringon aktiivisuusjaksot 18–24.
Toistaiseksi parhain malli Auringon magneettikentälle on kaksi komponenttinen: magneettikenttä muodostuu konvektiokerroksen pohjalla takokliinissä syntyvästä napojen suuntaisesta (poloidisesta) ja ylempänä olevasta ekvaattorin suuntaisesti sulkeutuvasta toroidikentästä. Malli on kuitenkin liian yksinkertainen ja sitä sotkee etenkin Auringon pinnan tuntumassa tapahtuva ekvaattorilta navoille suuntautuva meridionaallinen virtaus. Virtauksen vaikutus täytyy ottaa huomioon, sillä virtaava aine on plasmaa, joka sitoo magneettikentän itseensä (ja päinvastoin)! Havaitulla meridionaaalisella virtauksella on pyritty selittämään Auringon magneettikentän suunnan muutokset noin 22 vuoden jaksoissa.

Meridionaallisesta virtauksesta on esitetty useita erilaisia teorioita, esimerkiksi vuonna 2006 Mausumi  Dikpati tutkimusryhmineen pyrki osoittamaan meridionaalisen virtauksen muistuttavan maapallon suur-ilmakehässä tapahtuvaa kolmeosaista virtausta (Hadleyn, Ferrelin ja Polaarisolut).

Vuonna 2013 tutkija Junwei Zhao (Stanford University) tutkimusryhmineen julkaisi tutkimuksensa, jonka mukaan Auringon seismiset värähtelyt voidaan tulkita niin, että meridionaalisia virtauksia on kaksi eri kerroksissa. Jos havainto osoittautuu oikeaksi, Auringon magneettikentän synty ja magneettinen jaksollisuus on entistä vaikeammin selitettävissä.

Meridionaallisen virtauksen todellisen rakenteen selvittäminen on kuitenkin vielä nykypäivän tavattoman vaikeaa, sillä emme pysty tekemään Auringon sisäisiä rakenteita selvittäviä havaintoja kovinkaan tarkasti. Tästä syystä joudumme turvautumaan vain hyvin yksinkertaistettuihin (ad hoc-)malleihin, joiden tarkkuus on enemmän tai vähemmän huono pidemmällä aikavälillä.

Zharkovan mallissa poloidisen ja toroidisen kentän jaksot poikkeavat hieman toisistaan. Silloin kun magneettikentät ovat samanvaiheisia, ne vahvistaisivat toisiaan ja Auringon aktiivisuus olisi näinä jaksoina voimakasta. Kun magneettiset dynamot joutuvat vastakkaisiin vaiheisiin, niiden kentät kumoavat toisensa ja Auringon aktiivisuus jää hyvin matalalle tasolle.

Auringon aktiivisuutta seuranneilla Zharkovan malli ei hämmästytä. Nykyisessä jaksossa 24 pohjoinen pallonpuolisko saavutti auringonpilkkumaksimin jo vuonna 2012 ja eteläinen pallonpuolisko noin kaksi ja puolivuotta myöhemmin. Kaikenlisäksi eteläisen pallonpuoliskon maksimi oli kolmanneksen voimakkaampi kuin pohjoisen.

Zharkova on pyrkinyt todistamaan teoriansa soveltamalla sitä kolmen jo päättyneen aktiivisuus jaksoon. Tulokset ovat vakuuttavia: lähes 97 % yhdenmukaisuus toteutuneeseen aktiivisuuteen verrattuna. Sen sijaan jakson 24 (nykyinen jakso) maksimin ennuste sijoittaa vuoteen 2011, kun se todellisuudessa oli 2012 (pohjoisella pallonpuoliskolla) ja 2014 eteläisellä pallonpuoliskolla. Myös jakson 24 toteutunut aktiivisuus on selkeästi ennustetta heikompi.

Tutkimusryhmä tekee ennusteen, jonka mukaan jakso 25 saavuttaa vain noin 80 % ja jakso 26 noin 40 % jakson 24 aktiivisuudesta. Tämä merkitsee auringonpilkkulukuina hieman yli 60 ja noin 30. Jos ennusteen antamat erot ovat samassa suhteessa eroavia kuin jakson 24 kohdalla, jaksot 25 ja 26 tulevat olemaan todella heikkoja ja jälkimmäinen jää todennäköisesti kokonaan väliin.

Auringon aktiivisuus ja ilmasto

Auringon aktiivisuuden ja ilmaston välistä yhteyttä olen käsitellyt aikaisemmin tämän blogin artikkelissa

 Huomautukset

[1] Simon J. Shepherd, Sergei I. Zharkov, and Valentina V. Zharkova; PREDICTION OF SOLAR ACTIVITY FROM SOLAR BACKGROUND MAGNETIC FIELD
VARIATIONS IN CYCLES 21–23; The Astrophysical Journal, 795:46 (8pp), 2014 November 1


Nix ja Hydra

New Horizons otti Pluton ohituksen aikana kuvia myös Pluton pienistä kuista. Tässä Nasan julkaisemat ja aikaisempaa erotuskykyisemmät kuvat.  

Nix-kuusta otettu kuva on värikuva ja tässä versiossa sen värejä on vahvistettu. Kuva on otettu heinäkuun 14. päivänä noin 165 000 km etäisyydeltä Nix-kuusta. Kuun mitat ovat noin 42×36 km ja yksityiskohdat noin 3 km kokoisia.

Hydrasta otettu kuva on monokromaattinen. Se otettiin myös heinäkuun 14. päivänä, jolloin luotaimen etäisyys kuusta oli 231 000 km. Kuu on 55 km pitkä ja pienimmät yksityiskohdat kuun pinnalla on noin 1,2 km kokoisia.


Kuva NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

sunnuntai 19. heinäkuuta 2015

Pentakvarkki löytynyt?

Piiros © Kari. A. Kuure.
Professori Sheldon Stone’n (Physics in Syracuse University's College of Arts and Sciences, UK) johtama tutkimusryhmä on ehkä löytänyt pentakvarkit CERNissä tehdyssä tutkimuksessa. Löytö ei vielä ole aivan varma, mutta tutkimustulokset näyttävät olevan niin todistusvoimaisia, että käytännössä pentakvarkkien löytyminen on tosi.

Vuonna 1964 tutkijat[1] ehdottivat, että protonit ja neutronit (yhteiseltä nimeltään baryonit) muodostuvat alkeishiukkasista joita kutsutaan kvarkeiksi. Tavallisimmin baryonit muodostuvat kolmesta erilaisesta kvarkista[2] mutta on täysin mahdollista, että baryoni voi muodostua myös neljästä kvarkista. Näin pitäisi olla pentakvarkin kohdalla.

Pentakvarkkia ei hiukkaskokeissa ole havaittu ennen vuotta 2004. Silloin joukko tutkijoita oli päätynyt tulokseen, jonka mukaan he olivat todenneet pentakvarkin hajoamistuotteita. Tulos ei kuitenkaan kestänyt lähempää tarkastelua ja sitä pidetään yleisesti vääränä. Pentakvarkin hajoamistuotteita näyttää tässä kokeessa löytyneen mutta ei riittävästi.

Stone’n johtama tutkimusryhmä työskentelee CERNissä suureen hadronitörmäyttimeen (LHC) asennetulla LHCb-ilmaisimella. Samaisessa LHC-törmäyttimessä on asennettu Higgsin bosonin löytöön johtaneet ATLAS ja CMS- ilmaisimet.

LHCb-ilmaisimella havaitaan suhteellisen hitaasti tapahtuvia törmäyksiä, jotka johtuvat b-kvarkin sisältämien hiukkasten ominaisuuksista. Hidas jakautuminen mahdollistaa neljän luonnon perusvoiman välittäjähiukasten osallistuvan tapahtumaan.  Tällöin on myös mahdollista havaita toistaiseksi tuntemattomien voimien vaikutukset ja mahdollisesti johtaa pentakvarkin löytymiseen.

Vuonna 1974 löytyi mesoni[3], joka sai nimekseen kummallisen kaksoisnimen J/y ja se koostuu c-kvarkista ja sen antihiukkasesta (anti-c-kvarkista). C-kvarkit ovat paljon massiivisempia kuin esimerkiksi protonin muodostamat kevyet u- ja d-kvarkit. Stone’n tutkimusryhmä keskittyi J/y-mesonin ja parin muun hiukkasen hajoamisessa syntyvän b-mesonin havaitsemiseen.

Törmäyttimissä hiukkasten hajoaminen on ”likaista”, sillä hajoamistuotteita (kevyempiä hiukkasia) on runsaasti. Etsittyjä hajoamistuotteita on vaikea erottaa suuresta määrästä dataa ja sivutuotteena tulevien hiukkasten suuri määrä voi jopa peittää tai kätkeä tärkeää dataa. Näin kävi tässäkin tapauksessa: Lb-baryoni sisältää b-, u- ja d-kvarkit (protoni 2 u- ja d-kvarkit) ja se hajoaa J/y-mesoniksi ja protoniksi (p) sekä negatiivisesti varautuneeksi kaoniksi (K-)[4]. Ongelma vain on siinä, että kyseistä hajoamista ei ole milloinkaan aikaisemmin havaittu.

Tutkimusryhmässä tohtorinväitöskirjaa valmistelevaa opiskelijaa pyydettiin tutkimaa, josko kyseinen jakautuminen olisi kätkeytynyt taustamateriaaliin? Ja olihan se, hän oli löytänyt erittäin voimakkaan signaalin! Datasta paljastui myös todella yllättävä asia: suurin osa hajoamisista oli sitä mitä tutkijat olivat osanneet odottaakin, mutta noin 10 % hajoamisista näytti aiheutuneen J/y-mesonin hajoamisesta. Jos tämä tulos on oikea, se merkitsee että pentakvarkin hajoaminen on havaittu.

Tutkimusryhmä päätti tehdä aikaisempaa tarkemman analyysin kerätylle datalle. Tulos oli hämmästyttävä: osoittautui, että pentakvarkkitiloja olikin kaksi, joilla oli erilaiset massat ja ominaisuudet. Ne edustavat kahta aineen tilaa, jollaisia ei aikaisemmin ole havaittu.

Tutkimusryhmän johtaja Sheldon Stone korostaa, että työ ei vielä ole päätöksessä, vaan on vielä valtavasti asioita, joita täytyy tehdä. Työ vaatii vielä runsaasti myös uusia QCD-teorioita.

Huomautukset


[1] tutkijat Murray Gell-Mann ja George Zweig.

[2] kvarkkeja on kuusi ja niiden anti-kvarkit: u (up, ylös), d (dawn, alas), c (charm, lumo), s (starnage, outo), t (top, huippu) ja b (bottom, pohja). Näistä t-kvarkki löydettiin viimeisenä vuonna 1994.

[3] mesoni on yhdistelmähiukkanen, jonka muodostavat kvarkki ja antikvarkki. Kaikki mesonit ovat epästabiileja ja hajoavat spontaanisti kevyemmiksi hiukkasiksi.

[4] kaonit ovat mesoneihin kuuluvia hiukkasia, joita on kaksi sähkövarattua ja kaksi neutraalia hiukkasta: K+, K-, K0 ja anti-K0. Kaikkien kaoninen massat ovat hieman alle 500 MeV.

lauantai 18. heinäkuuta 2015

Pluton jäinen ”sydän”

Pluton jäinen "sydän" on jatkuvasti uudistuva jäätikkö.
New Horizons -luotaimen ottamat lähikuvat Pluton vaaleana näkyvästä sydämenmuotoisesta alueesta (Tombaugh Regio) osoittavat sen olevan jäätikkö. Tutkijat arvioivat jään muodostuneen suurimmaksi osaksi hiilimonoksidista ja pinnan iäksi arvioidaan enintään 100 miljoonaa vuotta. Ilmeisesti jonkin geologinen prosessi uudistaa alueen pintaa, sillä kraattereita ei juuri alueella näytä olevan. Pinnan uudistumista vahvistavat myös kuvissa näkyvät pienet kuopat, joiden arvellaan syntyneen jään sublimoituessa suoraan kaasuksi.

Plutosta karkaava typpi ja aurinkotuuli kohtaavat
kymmenientuhansien kilomterin etäisyydellä, jonne
muodostuu sokkiaalto.
Pluton ilmakehä kostuu lähinnä typestä ja se ulottuu ainakin 270 km korkeuteen. Ilma kehä näyttää myös ”vuotavan” avaruuteen, sillä New Horizonsin instrumentit ovat havainneet ionisoitunutta kaasua kymmenien tuhansien kilometrien etäisyydellä Plutosta. Karkaavan tyyppikaasun ja aurinkotuulen kohdatessa muodostuu Pluton ympärille sokkirintama (tai sokkiaalto), jossa aurinkotuulen yliäänennopeus (supersonic) hidastuu alle äänennopeuden (subsonic).





Pluton sydänjäätikkö ei ole pelkkää tasankoa,
vaan siellä on kuoppia ja mäkiä sekä jonkinlaisia laaksoja,
jotka kenties ovat tuulten aikaansaamia.



Nix-kuu on vain noin 40 km halkaisijaltaan. Kuvan pikselimössöstä
erottuu noin 6 km kokoisia yksityiskohtia.



Kuvat NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

torstai 16. heinäkuuta 2015

Metaanijäätä ja tarkkoja kuvia


Ralph-spektrometrillä tuotettu kuva Pluton metaanijäästä.
Aikaisemmista tutkimuksista on ollut selvää, että Plutolla on metaanijäätä. Nyt New Horizons -luotaimen Ralph-spektrometri on kartoittanut metaanijään esiintymisen. Erityisen paljon metaanijäätä näyttää esiintyvät Pluton pohjoisnavan alueella ja ekvaattorilla olevilla tummilla alueilla.

Ralphin värikanavat edustavat erilaisia aallonpituuksia: sininen kanaa mittaa aallonpituuksia 1,62–1,7 µm (1 620–1 700 nm), jolla metaanijään absorptiovaikutus on keskivahva; vihreän kanavan aallonpituuksilla 1,97–2,05 µm (1 970–2 050 nm)  metaanijää ei absorptoi ja punaisen kanava aallonpituudet 2,30–2,33 µm (2 300–2 330 nm)puolestaan absorptoituvat erittäin voimakkaasti. Kuvassa näkyvä absorptiospektri on voimakkaampi vihreällä kanavalla kuin punaisella kanavalla vaikka imeytyminen ko. aallonpituuksilla on hieman vähäisempää.

Vuoristoa Plutossa. Juiput kohoavat noin 3,5 km korkeuteen
ympäristöään korkeammalle.
Ehkä yllättävin havainto Pluton pinnalla ovat lähellä ekvaattoria sijaitsevat vuoret, joiden korkeus on noin 3 500 metriä. Tutkijat eivät odottaneet näin suuria korkeuseroja Plutolta löytyvän. Vuorten täytyy olla muodostuneet vesijäästä, sillä metaanijää ei ole riittävän lujaa näin korkeiden vuorien muodostamiseen edes Pluton heikossa gravitaatiokentässä.  Lisäksi vuorien alueen pinta näyttäisi olevan enintään noin 100 miljoonan vuoden ikäistä, joten tutkijat arvelevat Pluton olleen geologisesti aktiivinen vielä hyvin lyhyen aikaa sitten, todennäköisesti se on sitä vielä nykypäivänä.

Syy Pluton aktiivisuuteen ei vielä ole selvillä. Aurinkokuntamme suurten planeettojen jääkuut saavat energian aktiivisuuteensa vuorovesivoimista, mutta Plutolla tämä ei ole mahdollista. Pluton ja Charonin pyörimisajat ovat lukkiutuneet kiertoaikaan ja näin ollen niiden samat puolet ovat jatkuvasti toisiaan kohti. Tällaisissa olosuhteissa kappaletta lämmittävää energiaa vuorovesivoimilla ei saa syntymään.

Charonin näkyvimmät maamerkit ovat napa-alueen tumma
alue ja keskileveyksillä oleva hautavajoama.
Charonkin tuotti pienen yllätyksen tutkijoille. Kuun pinta näyttää olevan lähes kraatteriton. Tämä yleensä merkitsee sitä, että pinta on nuori. Toinen odottamaton havainto oli noin 1 000 km pituinen hautavajoama jolla on syvyyttä 7–9 km. Tämä merkitsee sitä, että myös Charon on täytynyt olla geologisesti aktiivinen hautavajoaman syntyaikoihin.

Mielenkiintoista tilanteessa on se, että kaksi kappaletta, jotka sijaitsevat kaukana aurinkokuntamme ulko-osassa ovat mitä ilmeisimmin olleet geologisesti aktiivisia vielä lyhyen aikaa sitten. Asia vaatii selvästikin tutkimuksiin hieman panostamista, sillä jokin syy aktiivisuudelle täytyy olla.

Matalaresoluutioinen kuva Hydrasta.
Pluton kuu Hydra on osoittautunut epäsäännöllisen muotoiseksi. Sen koko on noin 43×33 km ja sen pinnalta on havaittavissa kirkkauden vaihteluita. Tässä vaiheessa kuva Hydrasta on lähinnä pikselimössöä, mutta lähitulevaisuudessa saamme nähtäväksemme tarkempia kuvia. Hydran pinnan uskotaan olevan vesijäätä.


Artikkelin kaikki kuvat: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

tiistai 14. heinäkuuta 2015

Ohi meni

Kuva Plutosta on otettu 13. heinäkuuta New Horizons -luotaimen
LORRI-kameralla. Kuvan ottohetkellä luotain lähestyi
Plutoa ja oli siitä 768 000 km etäisyydellä. Alkuperäinen kuva on
monokromaattinen ja väri on lisätty Ralph-instrumentin
kokoaman datan perusteella. Monokromaattinen LORRI-
kameran (Long Range Reconnaissance Imager) kuvat ovat
suuriresoluutioisia. Kuva 
NASA/APL/SwRI.
Nasan New Horizons -luotain on ohittanut Pluton suunnitelmien mukaisesti noin 12 500 km etäisyydeltä Pluton pinnasta. Nasan tiedote itse ohilennosta oli hyvin niukka ja nyt odotellaan New Horizons ”soittoa kotiin”. Tämän odotetaan tapahtuvan noin kello 4 Suomen aikaa ensiyönä. Yhteys Maahan jää lyhyeksi, sillä luotain jatkaa Pluton järjestelmän havainnointia ja valokuvien ottamista. Huomenna kello 8-11 Suomen aikaan luotain on yhteydessä Maahan Nasan DSN-verkoston kautta.

Pluton ja kuiden koot tarkentuivat

Pluto ja Charon. Kuva NASA-JHUAPL-SWRI.
Pluton koko on määritelty uudelleen. Se on nyt 2 370 km, siis jonkin verran aikaisempia laskelmia suurempi. Aikaisemmin Pluton halkaisijaksi oli määritelty 2 329 km. Vaikka ero vanhan ja uuden arvon välillä ei ole kovin suuri, merkitsee se sitä, että Pluton tiheys on hieman pienempi ja jään osuus hieman suurempi aikaisemmin käytettyihin arvoihin verrattuna. Tarkempi koon määrittely osoittaa sen olevan suurin Neptunuksen radan takaisista suurista kappaleista, plutoideista, sillä Eris on halkaisijaltaan 2 339 km.

Syy aikaisempien mittausten epätarkkuuteen on kahtalainen. Ensinnäkin Pluto on aikaisemmin Hubblen ottamissa kuvissa ollut alle pikselin kokoinen. Toinen asiaan vaikuttava tekijä on ollut Pluton ilmakehä, joka troposfäärin osalta on oletettua ohuempi. Pluton kokoa on määritelty tähdenpeittojen avulla, jolloin ilmakehän tiheys ja sen vaihtelut ovat vaikuttaneet tulokseen.

Charon, jolla ei ole ilmakehää, on osoittautunut olevan juuri aikaisempien mittausten kokoinen, eli 1 208 km halkaisijaltaan. Pluton kaksi muuta kuuta, Nix ja Hydra, ovat kooltaan noin 35 km ja 45 km. Näin ollen ne ovat kirkkaampia kuin mitä aikaisemmin oletettiin, johtuen ilmeisesti niitä peittävästä jääkuoresta. Kaksi muuta pientä kuuta, Kerberos ja Styx, ovat niin pieniä, että niiden koon määrittäminen ei ole mahdollista New Horizon -luotaimen LORRI-kameralla otetuista kuvista, ainakaan vielä. Pieni mahdollisuus niiden koon määrittelyn onnistumiseen on myöhemmin tehtävällä kuvien tarkemmalla analyysillä.

maanantai 13. heinäkuuta 2015

Pluto 11. heinäkuuta

Kuvaan on merkitty joitakin mielenkiintoisimpia yksityiskohtia
Pluton pinnalta.
Kuva NASA/Johns Hopkins University
Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.
New Horizons -luotain kuvaa jatkuvasti Plutoa ja Charonia. Päivittäin julkaistavat kuvat ovat toinen toistaa yksityiskohtaisempia ja molemmista kappaleista paljastuu uusia pintarakenteita. 

Tässä tuoreessa kuvassa Pluton pinnalta erottuu kraattereiden lisäksi mahdollisia jyrkänteitä, joten voi olla, että jossakin geologisen historian aikana Plutoon on vaikuttanut muitakin voimia kuin kuiperoidien törmäykset.

Charonilla rotkoja ja kraattereita

Heinäkuun 11 päivän otettu kuva Charonista.
Kuva NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/
Southwest Research Institute.
Pluton kuulla, Charonilla on havaittu olevan kraatterien lisäksi myös merkittäviä rotkoja. Suurin niistä sijaitsee eteläisellä pallonpuoliskolla ja se on syvempi ja pidempi kuin Grand Canyon Yhdysvalloissa. 

Kraattereista suurin näyttäisi olevan lähellä etelänapaa. Sen halkaisija on noin 100 km. Kraatteri on syntynyt kuiperoidin törmäyksen seurauksena suhteellisen myöhään (jopa äskettäin), sillä siitä lähtee useita vaaleita säteitä, kuten Kuussa aivan tuoreimmista kraattereista. Tutkijat arvioivat kraatterin iäksi vähemmän kuin miljardi vuotta.

Kraatterin pohjan tummuus on ihmetyttänyt tutkijoita. Törmäys on ehkä paljastanut syvemmällä olevan tummemman jään, tai kraatterin pohjan rakenne on hieman karkeampaa kuin reunavallien ja säteiden materiaali. Charonin pohjoisnavan ympäristö näyttää myös hieman muuta pintaa tummemmalta. Tumman alueen halkaisija on hieman yli 300 km.

sunnuntai 12. heinäkuuta 2015

Pluton kuvat paranevat

Heinäkuun 11. päivänä otetu kuva Plutosta.
Kuv
NASA/Johns Hopkins University Applied Physics
Laboratory/Southwest Research Institute
New Horizons –luotain lähestyy Plutoa vauhdilla. Eilen se oli enää 4 miljoonan kilometrin etäisyydellä ja luotaimen ottamissa kuvissa näkyy jo monia pinnan yksityiskohtia. Yksityiskohtien paljastuminen selittää myös aikaisemmin näkyneet tummat täplät. Pluton pinta on selvästi törmäyskraattereiden peittämä, etenkin tummilta kohdiltaan. Vaaleiden alueiden pinnanmuodot eivät ole vielä tässä vaiheessa yhtä helposti määriteltävissä.

Ensi tiistaina New Horizons –luotain ohittaa Pluton vain 12 500 km etäisyydeltä, mutta kiireisimmän ohilennon aikana luotain ei pysty lähettämään ottamiaan kuvia ja mittausdataa Maahan. Ne lähetetään vasta ohilennon jälkeen kun luotaimen ohjelma sen mahdollistaa. Nasan insinöörit haluavat välttää heinäkuun 4 päivänä esiintyneen tilanteen, jossa luotaimen tietokonetta kuormitettiin liiaksi useilla samanaikaisilla tehtävillä.  Ohilennon aikana suoritetaan yli 380 000 erilaista mittausta ja tehtävää.

New Horizons lähestyy Plutoa pohjoiselta pallonpuoliskolta, sillä Pluton pohjoisnapa on tällä hetkellä suunnilleen kohti Aurinkoa. Seuraavassa kaaviossa kaikki ajat ovat UTC-aikoja ja Suomen ajaksi ne voidaan muuttaa lisäämällä 3 tuntia. 


Pluton oihilennon aikataulu. Kuva NASA/Johns Hopkins University Applied
Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

lauantai 11. heinäkuuta 2015

Epäidenttiset kaksoset

Kuva NASA/Johns Hopkins University Applied
Physics Laboratory/Southwest Research Institute.
Pluto ja Charon (Kharon) ovat epäidenttiset kaksoset. Ne kiertävät toisiaan 6,3 vrk:n kiertoajalla yhteisen painopisteen ympäri, joka sijaitsee näiden kahden kappaleen välisessä avaruudessa. Mitä ilmeisimmin niillä on pitkä yhteinen historia, mutta niiden syntytapa muistuttaa hyvin paljon toista kahden kappaleen systeemiä aurinkokunnassamme, nimittää Maan ja Kuun syntyä.

Pluton halkaisija on kumppaninsa Charonin halkaisijaa tuplasti suurempi (noin 2 329 / 1 210  km). Pluton pintaa peittää eksoottiset jäät, kuten typpi, metaani ja hiilimonoksidi (häkä) jäisessä muodossaan, Charonin pinta on muodostunut vesijäästä. Pluton pinta on hieman punertava ja siltä löytyy hyvin tummia laikkuja ja niiden vastapainoksi myös aivan kirkkaita alueita. Punertava sävy johtuu monimutkaisista orgaanisista yhdisteistä, joita syntyy aina kun hiilipitoisia aineita on kiertolaisten pinnalla. Niiden muodostumiseen tarvittava energia tulee Auringosta uv-säteilynä. Charonilla näitä orgaanisia yhdisteitä ei ole ainakaan siinä määrin, että ne vaikuttaisivat pinnan väriin.

Pluto. Pluton alareunassa näkyvä vaalea alue on
kuvankäsittelyssä syntynyt keinotekoinen, jolla ei ole
vastinetta todellisuudessa
Kuva NASA/Johns Hopkins University
Applied 
Physics Laboratory/Southwest Research Institute.
Pluto on jäätynyt kivipallo (tiheys 1 750  kg/m3) kun taas Charon on jääpallo (tiheys noin 1 200  kg/m3), kiveä siellä on vain puolet massasta. Vesijään lisäksi Charonilla on pieniä määriä ammoniakkia ja sen yhdisteitä. Ehkä merkillisin ero näiden kahden kappaleen välillä on Pluton ohut ilmakehä, Charonilla vastaava ei ole. Pluton ilmakehä on myös syy miksi New Horizons on enää kolmen vuorokauden etäisyydellä tästä erikoisesta järjestelmästä.

Nasa oli jo kerran lakkauttamassa koko missiota, mutta tutkijat ja heidän tukijansa Yhdysvaltojen kongressissa saivat rahakirstujen vartijat vakuuttuneeksi, että nyt jos koskaan pitää Pluto-luotain rakentaa. Syy kiireeseen oli se, että Pluton ilmakehän ajatellaan ”romahtavan” kun kappale etääntyy Auringosta. Kääpiöplaneetta oli perihelissä vuonna 1989 ja sen jälkeen se on etääntynyt kauemmaksi tullen samalla kaiken aikaa kylmemmäksi. Lämpötila on niin alhainen (vain 43±10 K), että ilmakehän kaasut tiivistyvät (siis ”romahtavat”) Pluton jäiselle pinnalle kunnes ne jälleen sublimoituvat (haihtuvat sulamatta nesteeksi) uudelleen ilmakehäksi. Tämä tosin tapahtuu vasta uuden perihelin aikaan noin 250 vuoden kuluttua.

Charon, jäästä muodostunut kuu.
Kuva NASA/Johns Hopkins
University Applied 
Physics Laboratory/
Southwest Research Institute.
Pluton geologista historiaa ei tunneta kovinkaan tarkasti. Pienen kääpiöplaneetan ja sen viiden kuun synty on hämärän peitossa mutta osa tutkijoista uskoo sen muistuttavan omaamme. Maapallo ja Kuu saivat nykyiset massansa noin 4,5 miljardia vuotta sitten valtavassa törmäyksessä. Näin on esitetty tapahtuneen myös Plutolle ja Charonille. Onko esitetty tapahtumaketju oikea, se saataneen selville New Horizons –luotaimen tekemistä havainnoista lähivuosina.




torstai 9. heinäkuuta 2015

Plutolla on tumma ”Valas” ja vaalea ”Sydän”

Kuva NASA/Johns Hopkins University Applied Physics
Laboratory/Southwest Research Institute.
Heinäkuun 8. päivän aamuna tutkijat saivat vastaaotetuksi viimeisimmän kuvan Plutosta alueelta jonka New Horizons –luotain ”näkee” ohilentonsa aikana. Kuva otettiin edellisenä päivänä noin 8 miljoonan kilometrin etäisyydeltä. Kuva oli samalla myös ensimmäinen heinäkuun 4. päivänä tapahtuneen vikasietotilasta palautumisen jälkeen.


Pitkä tumma alue on nimetty epävirallisesti ”Valaaksi” ja sen vieressä oleva kirkas alue on muotonsa mukaan saanut nimen ”Sydän”. Alueen halkaisija on noin 2000 km. Kuvassa näiden alueiden yläpuolella on keskikirkkausalue, joka on Pluton napa-aluetta.





Kuva NASA/Johns Hopkins University Applied Physics
Laboratory/Southwest Research Institute.


tiistai 7. heinäkuuta 2015

New Horizons toimii jälleen

Kuva NASA/Johns Hopkins University Applied Physics
Laboratory/Southwest Research Institute.
Nasa Pluto-luotain New Horizons oli hetken aikaa pois toiminnasta heinäkuun 4. päivänä. Luotain siirtyi yllättäen suojatilaan ”vaikeasti havaittavissa olevasta ajoitusongelmasta johtuen” suoritettaessa komentosekvenssiä. Ongelma esiintyi, kun luotain oli valmistautumassa Pluton ohilentoon. Samaa tai samankaltaistakaan operaatiota ei enää ole tulossa ennen ohilentoa.


Oheisen kuvan luotain otti heinäkuun 3. päivänä LORRI-kamerallaan. Kuva oli mustavalkoinen mutta väri-informaatio saatiin Ralph-instrumentin aikaisemmin kokoamasta datasta. Kuvanottohetkellä luotain oli 7,8 miljoonan km etäisyydellä Plutosta.

torstai 2. heinäkuuta 2015

Plutossa tummia laikkuja

Pluto ja Charon värikuvassa. Kuva Nasa/JPL.
Nasa on julkaissut värikuvia Pluton eri puolilta. Kuvissa Pluto näkyy hieman punertavana, mutta sen ekvaattorilla on tummia laikkuja joiden välissä on vaaleampia alueita. Toistaiseksi tutkijoilla ei ole selkeää käsitystä siitä mitä laikut voisivat olla. Tummien alueiden halkaisijat ovat noin 500 km.

New Horizons -luotaimen instrumentit ovat tehneet ensimmäisiä havaintoja kohteestaan. Valokuvista (kameroita on kaksi: LORRI ja Ralph Color Imager) etsitään Plutolla mahdollisesti esiintyviä pilviä. Pilvet saattavat olla mahdollisia, sillä Nasan SOFIA lentokoneeseen sijoitetulla infrapuna-alueella toimivalla teleskoopilla on onnistuttu havaitsemaan Pluton ilmakehän. Tutkijat ovat havainnoista innoissaan, sillä ilmakehän on pelätty romahtavan ennen kuin New Horizons ehtii perille. Ilmakehän romahtaminen tarkoittaa sitä, että siinä olevat kaasut tiivistyvät Pluton pinnalle jääksi, kun etäisyys Aurinkoon kasvaa riittävän suureksi.

Pluton ilmakehää tutkitaan myös PEPPSI-instrumentilla. Se tekee havaintoja luotaimen läheisyydessä olevista ioneista, jotka ovat peräisin Pluton ilmakehästä. Ionisoituneet kaasukehän atomit karkaavat aurinkotuulen mukaan Plutosta ja näin mahdollistaa ilmakehän tutkimisen.


New Horizons on vielä noin 15 miljoonan kilometrin etäisyydellä mutta matka lyhenee 14 km joka sekunti.

keskiviikko 1. heinäkuuta 2015

New Horizons, vain kaksi viikko Plutoon!

New Horizons -luotaimen ottamia kuvia Plutosta
lähestymisvaiheen aikana. Kuva NASA/JPL.
Nasan New Horizons -luotain on lähestymässä matkansa tärkeintä kohdetta, Pluton järjestelmää. Pluto on eriskummallinen aurinkokuntamme merkillinen kohde, jonka tutkijat arvelevat koostuvan suurelta osin erilaisista jäistä[1]. Eikä siinä vielä kaikki, Plutolla on viisi kuuta, joista Charon kiertää sitä hieman yli kuudessa vuorokaudessa. 

Vuorovesivoima on lukinnut molempien kappaleiden pyörimisen yhtä pitkäksi kuin yksi kierros järjestelmältä kestää ja tästä seuraa, että molemmat kappaleet kääntävät aina saman puolen toisiaan kohti.

Vaikka matka-aikaa on jäljellä vain kaksi viikkoa, valokuvat Plutosta ja sen seuralaisista ovat vielä varsin vaatimattomia. Pluto näkyy kuvissa vain muutaman kymmenen pikselin kokoisena. Plutoa ei ole koskaan aikaisemmin pystytty kuvaamaan edes tällä tarkkuudella.  Ohilennon aikana otettavien kuvien tarkkuus on sitten aivan omaa luokkansa. NASA ilmoittaa kuvissa näkyvien kohteiden kooksi noin 50 metriä.  Ensimmäiset kuvat ja mittausdataa saadaan maapallolle noin vuorokausi ohilennosta.

Pluton ohilento tapahtuu heinäkuun 14. päivänä noin 12 500 km etäisyydeltä Pluton pinnasta. 
Havainnot ohilennon aikana tehdään New Horizons -luotaimen tietokoneen ohjaamina, sillä yhteyttä Maahan ei ole, ja signaalin kulkuaika Plutosta Maahan on 4 tuntia 25 minuuttia. Pluton etäisyys Maasta ohilennon aikana on noin 4,77 miljardia kilometriä (32 au).

Pluto on määritelty kääpiöplaneetaksi ja sen lasketaan kuuluvaksi Kuiperin vyön kohteisiin. Se on näistä kohteista suurin tunnettu. Pluton etäisyys Auringosta vaihtelee suuresti johtuen radan soikeudesta: lähimmillään se on noin 4,4 miljardin kilometrin ja etäisimmillään jopa 7,7 miljardin kilometrin etäisyydellä. Sen keskietäisyys on 5,9 miljardia kilometriä eli noin 40 au.

Vuosina 1979–1999 Pluto oli lähempänä Aurinkoa kuin Neptunus. Vaikka Pluto tuleekin lähemmäs kuin Neptunus, törmäysvaaraa ei ole, sillä Pluton radan kaltevuus on 17 astetta. Pluton pyörimisakseli on kallistunut 118 astetta ekliptikan kohtisuorasta, eli se muistuttaa pyörimisellään Uranusta (noin 98°).

Pluton erikoisuuteen kuuluu myös se, että sillä on äärimmäisen ohut ilmakehä. Ilmakehä on suurimmaksi osaksi typpeä, mutta siitä on löydetty jälkiä metaanista, hiilimonoksidista ja muutamista hiilivedyistä. Ilmakehän paine on vain 1/50 000 maapallon ilmakehän paineesta. Pluton pintamateriaalin jäiden on havaittu muodostuneen jo mainittujen aineiden jäistä, lämpötila on noin -233 °C.

Pluton halkaisija on 2 380 ± 25 km. Charonin halkaisija on 1 200 km ja sen pinta muodostuu suurimmaksi osaksi vesijäästä johon on sekoittunut jonkin verran ammoniumhydraatteja.

New Horizons -luotaimen havainnot Pluton neljästä muusta kuusta (Hydra, Nix, Styx ja Kerberos) jäävät vähäisiksi. Pluton ohituksen jälkeen luotain tekee edelleen havaintoja järjestelmästä aina ensi tammikuuhun asti. Sen jälkeen sille etsitään uusi tai uusia Kuiperin vyön kohteita ohilentoa varten. Joitakin kandidaatteja on löydetty mutta valintaa ei vielä ole tehty.

Huomautukset

[1] Koostumuksen arvellaan olevan noin 65 % kiveä ja 35 % jäitä.