Smile-satelliitin ensimmäinen havainto

KAK/ ESA–Eurooppalais-kiinalainen Smile-satelliitti on valmiina tekemään havaintoja Maan ja aurinkotuulen välisestä vuorovaikutuksesta. Ensimmäiset alustavat havainnot on jo tehty ja ESA:n ja CAS:n teknisellä henkilökunnalla on kuitenkin tehtävää, sillä luotaimen kamerat keräävät vielä liiaksi hajavaloa. Hajavalon poistamiseen tarvitaan ohjelmiston päivitys ja erilaisten suodattimien ja teknisten ratkaisujen säätöjä.

Smile-satelliitin tekemän ensimmäinen havainto revontulista UVI-aallonpituudella. Kuvassa näkyy kirkkaat revontulet myös päiväpuolella planeettaamme. Päiväaikaisia revontulia maapallolta on mahdollista nähdä vain Huippuvuorilla kaamoksen aikaan, joten Smilen havainnot tuottavat varmasti paljon uutta ja merkittävää tietoa revontulien synnystä ja esiintymisestä. Kuva ESA ja CAS/Smile/UVI.

 

Satelliitti lähetettiin avaruuteen 19. toukokuuta Vega-C kantoraketilla Ranskan Guyanasta ja se saavutti tieteellisten operaatiokelpoisen radan 20. kesäkuuta. Rata on ns. polaarirata ja sen etäisin piste on 121 000 km etäisyydellä pohjoisnavan yläpuolella. Satelliitin radan lyhin etäisyys Maasta on etelänavan yläpuolella noin 5 000 km korkeudella. Kiertoradaltaan sen havaintolaitteet pystyvät tekemään erinomaisesti havaintoja 45 tunnin ajan satelliitin kahden vuorokauden kiertoajasta. Satelliitin (ensimmäisen vaiheen) havaintokausi on suunniteltu kolmen vuoden mittaiseksi.

Suuri osa käyttöönottovaiheesta sisälsi Smilen neljän tieteellisen instrumentin – pehmeän röntgenkuvantimen (SXI) , ultraviolettirevontulikuvantimen (UVI) , magnetometrin (MAG) ja valoionianalysaattorin (LIA) – testaamisen.

Jokainen instrumentti kerää elintärkeää tietoa, joka auttaa meitä ymmärtämään paremmin aurinkomyrskyjä, geomagneettisia myrskyjä ja avaruussään tiedettä. Smile antaa meille tietoa siitä, miten Auringon aktiivisuus on vuorovaikutuksessa Maan magneettikentän kanssa, kuinka vuorovaikutus aiheuttaa revontulia ja voi vaikuttaa Maan sähköiseen infrastruktuuriin. 

Tässä kuvassa näemme Auringosta purkautuvan koronamassapurkauksen, joka osuu Maan magnetosfääriin. Kun Auringosta tulevat varatut hiukkaset törmäävät Maan ilmakehän eksosfäärissä neutraaleihin hiukkasiin, syntyy röntgenvaloa. Smilen pehmeä röntgenkuvaaja (SXI) tallentaa tämän röntgenvalon ja antaa meille täysin uuden kuvan Maan ja Auringon välisestä vuorovaikutksesta. Kuva ESA.

Pohjoisnapa säteilee vähemmän valoa pohjoisen talven lähestyessä, ei-toivotun valon määrä vähenee luonnollisesti. Sen on määrä saavuttaa miniminsä lokakuun puolivälissä. Tuolloin SXI ottaisi ensimmäisen hyvän kuvan magnetopaussista, jossa aurinkotuuli kohtaa Maan magneettikentän. Magnetopaussista varatut hiukkaset pääsevät magneettikentän navoilla olevien nielujen kautta syvemmälle ilmakehään jossa ne tuottavat energiallaan revontulia. Vaikka tämä prosessi tunnetaan suurin piirtein, yksityiskohdissa on vielä paljon tutkittavaa.

Katso video (engl.) Smile-satelliitin tehtävästä!

Smile lyhyesti

Smile (aurinkotuulen, magnetosfäärin ja ionosfäärin linkkitutkija) on Euroopan avaruusjärjestön (ESA) ja Kiinan tiedeakatemian (CAS) yhteishanke.

Smile käyttää neljää tieteellistä laitetta tutkiakseen, miten Maa reagoi Auringosta tulevaan aurinkotuuleen. Näin Smile parantaa ymmärrystämme aurinkomyrskyistä, geomagneettisista myrskyistä ja avaruussäiden tieteestä.

ESA vastaa Smilen hyötykuormamoduulista (joka kuljettaa kolmea neljästä tieteellisestä instrumentista), yhdestä aluksen neljästä tieteellisestä instrumentista (pehmeä röntgenkuvaaja, SXI), kantoraketista sekä kokoonpanojen integrointi- ja testauslaitoksista ja -palveluista. ESA osallistuu toisen tieteellisen instrumentin (ultraviolettikuvannin, UVI) ja lennon operaatioiden järjestämiseen.

CAS tarjoaa kolme muuta tieteellistä instrumenttia ja avaruusalustan ja on kokonaisuudessaan vastuussa avaruusaluksen operoinnista kiertoradalla.

Smile on osa ESAn Cosmic Vision -ohjelmaa, ja sen pääasiallinen tehtävä on vastata kysymykseen "Miten aurinkokunta toimii?".

Lisätietoja on osoitteessa: https://www.esa.int/ Smile

Eksoplaneetta beeta Pictoris b säteilee radioaaltoja

KAK – Tutkijat ⁱ ovat havainneet MeerKAT -radioteleskoopilla radiosäteilyä beeta Pictoris b ⁱⁱ eksoplaneetalta. Havainto on ensimmäinen koskaan tehty eksoplaneetan radiosäteilystä. Meidän Aurinkokunnassamme useat planeetat säteilevät myös radiotaajuuksilla, joten se sinällään ei ole mitenkään merkillistä. Eksoplaneettojen radiosäteilyn havaitseminen sen sijaan on sen verran vaikeaa, että tarvitaan erittäin tarkkoja ja erotuskykyisiä havaintoja mittauksen onnistumiseksi.

 

Tämä Hubble-avaruusteleskoopin kuva beeta Pictoriksesta näyttää selvästi ensisijaisen pölykiekon ja paljon himmeämmän toissijaisen pölykiekon. Toissijainen kiekko ulottuu ainakin 260 AU:n etäisyydelle tähdestä ja on kallistunut noin 4 – 5 astetta ensisijaiseen kiekkoon nähden. Toissijainen kiekko on epäsuora todiste planeetan olemassaolosta samalla tavalla kallistuneella kiertoradalla. Planeetta on saattanut epäsuorasti muodostaa toissijaisen kiekon pyyhkäisemällä pääkiekosta mukaansa pienempiä planetesimaaleja – kivi- ja/tai jäälohkareita. Planetesimaalit törmäävät sitten toisiinsa, jolloin kiekossa näkyvä pöly syntyy. Advanced Camera for Surveys (ACS) -kameralla otettu kuva on terävin näkyvän valon kuva Beta Pictoriksen ympärillä olevista kiekoista.

Tähtitieteilijät käyttivät Advanced Cameran koronagrafia estääkseen kirkkaan tähden valon pääsyn. Kuvan keskellä oleva musta ympyrä merkitsee koronagrafista maskia. Värikkäät piikkimäiset piirteet ja pilkullinen tausta ovat kuvankäsittelyn artefakteja, jossa poistettiin jäännöstähtien valo. Värikuva paljastaa, että kiekko on hieman punainen. Kiekko näytti harmaalta aiemmissa maanpäällisten kaukoputkien ottamissa kuvissa. Vaikka tähtitieteilijät eivät ole varmoja, miksi kiekko on punainen, he uskovat sen johtuvan tiiviistä tai pörröisistä grafiitti- ja silikaattijyvistä, jotka voivat olla niin pieniä kuin savuhiukkaset.

Kuva NASA PD / David Golimowski (Johns Hopkins University), NASA, ESA / Wikimedia Commons.

 

  

Säteily syntyy elektronisyklotronimaser -ilmiössäⁱ (ECMI) samalla tavalla kuin Jupiterin revontuliin liittyvät radioemissio. Säteilyn taajuusalue ulottuu 3,5 GHz, jolloin siitä voidaan laskea säteilyalueen magneettikentän voimakkuus. Tutkimuksenⁱⁱ mukaan kenttävoimakkuus täytyy olla vähintään 0,125 T eli noin 2 500 kertaa voimakkaampi kuin maapallon magneettikenttä.

β Pic b pyörii nopeasti, noin kerran 9 tunnissa. Tutkijat tulkitsevat radioemission syntyvän planeetan magnetosfäärin ja ionosfäärin välisestä kytkennästä. Purkausten noin kahdeksan tunnin väli tukee mahdollista pyörimisestä johtuvaa modulaatiota.

Aikaisemmin eksoplaneetan magneettikenttä olemassa olo ja voimakkuus oli pääteltävä muiden ilmiöidenⁱⁱⁱ avulla. Nyt tämä tutkimus osoittaa, että magneettikentän voimakkuus voidaan laskea planeetan radioemission taajuudesta. Tämä tarkoittaa sitä, että tulevaisuudessa eksoplaneettoja voidaan tutkia hyvin monipuolisesti saaden mm. tietoja niiden sisäisestä rakenteesta (jota tietoa on erittäin vaikea saavuttaa).

Havaintotarkkuuden rajoissa radioemission avulla voidaan havaita myös paljon pienempiä eksoplaneettoja ja tutkia niiden rakenteellisia eroja tällaiseen jättiläisplaneettaan verrattuna. Magneettikentällä on merkitystä myös eksoplaneettojen ilmakehän ja tähtituulen vuorovaikutuksien arvioinnissa ja merkitystä niiden ilmakehän ja vaikkapa vesipitoisuuden säilymiselle ja tätä kautta myös mahdollisen elämän esiintymiselle.

Viittaukset

i    K. N. Ortiz Ceballos1 ja E. Berger1 (molemmat Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian) sekä Y. Cendes (Department of Physics and Astronomy, University of Oregon).

ii    β Pictoris b noin 12 Jupiterin massainen planeetta 10 AU:n etäisyydellä tähdestään. β Pictoris puolestaan sijaitsee noin 64 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnastamme. Tähdellä on havaittu olevan kolme eksoplaneettaa ja runsas pölykiekko, joka viittaa tähden noin parinkymmenen miljoonan vuoden ikään.

iii    maser = säteilyn stimuloitua vahvistumista, elektronisyklotronimaseri = magneettikentässä syklotroniliikettä tekevien elektronien synnyttämä ja vahvistama radioemissio.

 iv      Discovery of radio emission from the exoplanet β Pictoris b (https://doi.org/10.48550/arXiv.2609.16720)

 v    ESO:n kesällä 2026 julkaisemassa toisessa tutkimuksessa päädyttiin jo tuulihavaintojen perusteella siihen, että seitsemän kuuman jättiläisplaneetan ilmakehän dynamiikkaa voidaan selittää magneettikenttien vaikutuksella.

Betelgeusen kumppanitähden uusin havainto

Lehdistötiedote 28.7.2026  information@eso.org

Tähtitieteilijöillä on vihdoin vankkaa näyttöä sille, että Betelgeuse on kaksoistähti. Ranskalaisen tutkijan Miguel Montargèsin johtama tutkimusryhmä otti Euroopan eteläisen observatorion Very Large Telescope -teleskoopilla (ESOn VLT) kaikkien aikojen tarkimman kuvan, jossa todennäköisesti on Betelgeuse B, eli Betelgeusen kiertolainen. 

Tähtitieteilijät ovat ottaneet ESO:n Very Large Telescope, eli VLT-teleskoopin avulla kaikkien aikojen varmimman kuvan kohteesta, joka todennäköisesti on Betelgeuse B.

Betelgeuse on Orionin tähdistössä sijaitseva punainen ylijättiläinen. Sen kirkkaus vaihtelee jaksollisesti, ja jo vuosikymmenten ajan tähtitieteilijät ovat epäilleet, että osa vaihtelusta voisi johtua sen ympäri kiertävästä kumppanitähdestä.

Kuvan keskimmäinen sisäkuva on otettu tammikuussa 2019 ESO:n VLT:n SPHERE-instrumentilla, ja se esittää itse Betelgeusea. Vasemmalla oleva kuva on otettu joulukuussa 2024, jolloin seuralaisen ennustettiin olevan Maasta katsottuna kauimpana Betelgeusesta. Tässä kuvassa Betelgeuse on poistettu, paljastaen kohteen (merkitty ristillä), joka on todennäköisesti Betelgeuse B.

Oikeudet: ESO/M. Montargès et al. Background: N. Rissinger (skysurvey.org)

Miguel Montargès (Ranskan Observatoire de Paris PSL) on tänään Astronomy & Astrophysics -lehdessä julkaistun tutkimuksen pääkirjoittaja. Betelgeuse on Orionin tähdistössä sijaitseva punertava tähti, joka näkyy hyvin paljain silmin. Sen kirkkauden tiedetään vaihtelevan, ja sitä on havaittu jo tuhansia vuosia. Silti se tarjoaa tähtitieteilijöille yllätyksiä.

Tähtitieteilijät ovat etsineet mahdollista kumppania jo noin vuosisadan ajan, mutta tuloksetta. Alun perin kumppania ehdotettiin selittämään Betelgeusen kirkkauden vaihteluita. Vuonna 2024 julkaistiin kaksi tutkimusta, jotka ennustivat luotettavasti, että kyseisen vuoden joulukuussa kumppani olisi kauimpana Betelgeusesta ja siten helpoiten havaittavissa. Montargès ja hänen tiiminsä ryhtyivät töihin ja tekivät tähdestä havaintoja ESO:n VLT-teleskoopilla joulukuussa 2024, jonka jälkeen käyttivät useita kuukausia tietojen käsittelyyn.

Alun perin Betelgeuse B:n massan arvioitiin olevan suunnilleen Auringon suuruinen, mutta uudet havainnot paljastavat, että sen massa onkin noin kaksi–kolme kertaa Auringon massan suuruinen.

Betelgeuse B:stä saatiin otettua kuva suoraan Chilen Atacaman aavikolla sijaitsevalla ESO:n VLT-teleskoopin SPHERE-instrumentilla. Vaikka kumppanitähden olemassaolosta oli jo aiemmin viitteitä, ja siitä saatiin mahdollinen suora havainto jo Havaijilla, Yhdysvalloissa sijaitsevalla Gemini North -teleskoopilla, tämä on vahvin todiste ja selkein Betelgeuse B:n kuva tähän mennessä.

Muutama vuosi sitten Betelgeuse herätti sekä tähtitieteilijöiden että muiden kiinnostuksen, kun se alkoi selvästi himmentyä. Kehittyneenä ylijättiläistähdenä Betelgeusen odotetaan kokevan supernovaräjähdyksen Seuraavan 10 000 vuoden kuluessa. Himmeneminen sai jotkut spekuloimaan, että se saattaisi olla räjähtämäisillään juuri nyt. Montargèsin johtama tähtitieteilijöiden ryhmä tutki tähteä ESO:n VLT:llä ja totesi, että se oli sen sijaan pölypilven peitossa.

Lisätietoa

Tämä tutkimus on esitelty artikkelissa “VLT/SPHERE images the candidate companion of Betelgeuse”, joka julkaistaan Astronomy & Astrophysics -lehdessä.

Lisälukemista aiheesta Avaruusmagasiinissa

Betelgeusen kumppanitähti varmistui

 

Helium-ilmakehä supermaa-eksoplaneetalla

KAK – Tutkijat ovat ensimmäistä kertaa havainneet ilmakehän kiviplaneetalla, joka sijaitsee tähtensä elinkelpoisella vyöhykkeellä. Kyseessä on eksoplaneetta LHS 1140 b, joka kiertää punaista kääpiötähteä noin 50 valovuoden päässä Maasta.

LHS 1140 b on niin sanottu supermaapallo: sen massa on yli viisinkertainen Maahan verrattuna ja säde noin 1,7 kertaa suurempi. Havaintojen perusteella sillä on kivinen rakenne sekä ohut, pääosin heliumista koostuva ilmakehä. Planeetta saattaa sisältää myös vettä, sillä sen kiertorata sijaitsee tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä.

Eksoplaneetan ilmakehää voidaan havaita ylikulun aikana spektrografisesti. Tähdestä mitattua spektrijä verrataan ennen ja ylikulun aikana, jolloin niiden erot paljastavat eksoplaneetan mahdollisen ilmakehän ja sen koostumuksen. Kuva NASA:n Ames-tutkimuskeskus.

Tutkijat havaitsivat (i) planeetan yläilmakehää analysoimalla tähden valoa ylikulun aikana. Ilmakehä absorboi tiettyjä valon aallonpituuksia, mikä paljasti heliumin esiintymisen. Tutkijat havaitsivat myös, että planeetan yläilmakehästä karkaa heliumia avaruuteen noin 100 000 kg/s (ii) . Tämä heliumin karkaaminen on ensimmäinen suora todiste siitä, että LHS 1140 b:llä on ilmakehä.

Tutkijoiden kehittämien mallien mukaan ilmakehä voi olla suurelta osin heliumia, koska alkuperäinen vety on karannut avaruuteen miljardien vuosien aikana. Tätä heliumvaltaisuutta ei kuitenkaan ole vielä voitu suoraan vahvistaa havainnoilla.

Löytö on merkittävä, koska tähän asti ilmakehiä on onnistuttu havaitsemaan vain suurilla kaasujättiläisillä tai erittäin kuumilla planeetoilla – ei kiviplaneetoilla, jotka sijaitsevat elinkelpoisella vyöhykkeellä.

Tutkimus viittaa siihen, että LHS 1140 b on onnistunut säilyttämään ilmakehänsä yli kolmen miljardin vuoden ajan, vaikka punaisten kääpiötähtien voimakas säteily yleensä kuluttaa planeettojen ilmakehiä. Seuraavaksi tutkijat aikovat selvittää tarkemmin, voisiko planeetalla olla meriä tai muita elämälle suotuisia olosuhteita.

Löytö osoittaa myös, että maanpäällisillä teleskoopeilla voidaan tehdä merkittäviä havaintoja eksoplaneettojen ilmakehistä, eikä pelkästään avaruusteleskoopeilla kuten James Webb -teleskoopilla.

___ 

i Tutkimus on julkaistu Science -lehdessä ja on luettavissa AAAS:n EurekAlert sivulla (16.7.2026)

ii 100 000 kg/s vaikuttaa suurelta määrältä, mutta planeetan mittakaavassa se on melko pieni vuoto. Nykyisellä nopeudella heliumilmakehä ei katoa nopeasti, ja juuri siksi tutkijat päättelevät, että planeetta on kyennyt säilyttämään ilmakehänsä miljardien vuosien ajan. Suurin osa vedyn ja mahdollisesti myös heliumin menetyksestä tapahtui todennäköisesti miljardeja vuosia sitten, jolloin säteily oli huomattavasti voimakkaampaa.

3I/ATLAS-komeetan alkuperästä uusia vihjeitä

 information@eso.org lehdistötiedote 6. heinäkuuta 2026, Turku

Tähtitieteilijät ovat tehneet tarkkoja havaintoja 3I/ATLAS-komeetan koostumuksesta Euroopan eteläisen observatorion Very Large Telescope -teleskoopilla (ESO:n VLT). Kohde on kaikkein kirkkain havaittu tähtienvälinen komeetta. Tiettyjä kemiallisia tunnusmerkkejä havaitsemalla he päättelivät, että 3I/ATLAS on todennäköisesti peräisin vanhan tähtijärjestelmän ulko-osista. Tämä on ensimmäinen tämäntyyppinen havainto Aurinkokunnan ulkopuolella muodostuneesta komeetasta. Tulokset valottavat tämän komeetan muodostumishistoriaa uudella tavalla ja viittaavat siihen, että se saattaa olla paljon Aurinkoa vanhempi.

 

Tässä kuvassa näkyy osa tähtienvälisen 3I/ATLAS-komeetan spektristä, joka on otettu 6.–26. joulukuuta 2025 ESO:n Very Large Telescope, eli VLT-teleskoopin UVES-instrumentilla. Tähtitieteilijät tutkivat UVES-instrumentin avulla syanidin spektriä. Syanidi on molekyyli, joka koostuu yhdestä hiiliatomista ja yhdestä typpiatomista. Tarkemmin sanottuna he mittasivat niiden isotooppisuhteita, eli saman atomin eri muotojen suhteellisia määriä. Nämä suhteet ovat herkkiä niille olosuhteille, joissa 3I/ATLAS muodostui, eikä niiden odoteta muuttuvan paljoakaan komeetan liikkuessa avaruudessa.

Spektrissä on piirteitä, jotka johtuvat 12C:stä, hiilen isotoopista, jossa on 6 protonia ja 6 neutronia, sekä 13C:stä, jossa on sen sijaan 7 neutronia. Nämä piirteet ovat hyvin heikkoja, mutta tähtitieteilijät tietävät tarkasti juuri ne aallonpituusalueet, joilta niitä kannattaa komeetan spektristä etsiä. Summaamalla yhteen useita spektrejä kohinaa saadaan pienennettyä, jolloin spektrin todelliset piirteet erottuvat paremmin.

Tutkimusryhmä teki vastaavia mittauksia kahdella typen isotoopilla, 14N:llä ja 15N:llä. Vertaamalla 12C/13C- ja 14N/15N-suhteita aurinkokunnan komeetoissa ja nuorten tähtien ympärillä olevissa materiakiekoissa mitattuihin arvoihin tutkimusryhmä päätteli, että 3I/ATLAS on todennäköisesti muodostunut paljon Aurinkoa vanhemman tähden ympärillä olevan kiekon ulko-osissa. Kuva ©

ESO/C. Opitom, J. Manfroid et al. Comet image: O. Hainaut.

 

Tähtienväliset komeetat ovat jäisiä kappaleita, jotka ovat muodostuneet jonkin muun tähden kuin Auringon ympärillä, ja joita toisinaan tulee myös omaan Aurinkokuntaamme. ”Ne ovat kuin planeettojen muodostumisprosessien fossiileja. Tämä tapahtui hyvin kaukana, mutta meillä on mahdollisuus tutkia sitä nyt paljon lähempää”, sanoo tähtitieteilijä Cyrielle Opitom, tutkija Edinburghin yliopistosta, Yhdistyneestä kuningaskunnasta. Opitom johti 3I/ATLAS-komeetasta tehtyä tutkimusta yhdessä belgialaisen Liègen yliopiston Jean Manfroidin ja Damien Hutsemékersin kanssa. Tutkimus on tänään julkaistu Nature Astronomy -lehdessä.

3I/ATLAS on kolmas havaittu tähtienvälinen kohde 1I/ʻOumuamuan ja 2I/Borisovin jälkeen. Se löydettiin, kun se oli lähestymässä Aurinkoa. Se pysyi Aurinkokunnassamme riittävän pitkän ajan, jotta tähtitieteilijät pystyivät tutkimaan sitä tarkasti. Vaikka kahden ensimmäisen tähtienvälisen kohteen koostumuksen mittaaminen oli vaikeaa näin ei ollut 3I/ATLASin kohdalla.  Ensimmäisen komeetan tapauksessa tähtitieteilijät eivät havainneet kaasua ja toinen oli liian himmeä. Kohteen ennennäkemättömän kirkkauden ansiosta tutkimusryhmä pystyi mittaamaan komeetan isotooppisuhteita, eli saman alkuaineen eri muotojen suhteellisia määriä.

Tutkimusryhmä mittasi ESO:n VLT-teleskoopin UVES-instrumentilla komeetan ympärillä olevassa kaasussa esiintyvien syanidimolekyylien hiili- ja typpi-isotooppisuhteita. Näiden suhteiden tiedetään paljastavan vihjeitä komeetan alkuperästä, sillä ne reagoivat hyvin herkästi muodostumisympäristön fysikaalisiin olosuhteisiin, jotka eivät todennäköisesti juurikaan muutu komeetan vaeltaessa avaruudessa.

”Toisin kuin Aurinkokuntamme komeetoilla, tällä tähtienvälisellä vierailijalla on epätavallisen korkeat hiili- ja typpi-isotooppisuhteet”, kertoo Liègen yliopiston tutkija ja yksi tutkimuksen kirjoittajista Aravind Krishnakumar. Martin Cordinerin Yhdysvaltain NASA:n Goddard Space Flight Centeristä tekemässä vastaavassa tutkimuksessa, joka julkaistiin viime kuun lopulla Nature-lehdessä, havaittiin samanlainen hiilen isotooppisuhde sekä kohonneet deuteriumin, eli raskaan vedyn, pitoisuudet [1]. Tutkimuksessa käytettiin James Webb -avaruusteleskoopin havaintoja. JWST on Yhdysvaltain, Euroopan ja Kanadan avaruusvirastojen yhteishanke.

Opitomin tutkimusryhmän havainnot viittaavat kokonaisuutena siihen, että komeetta on todennäköisesti muodostunut vanhan, ”matalan metallipitoisuuden” tähden ulkoalueilla. Matalan metallipitoisuuden tähdissä on vain vähän heliumia raskaampia alkuaineita, ja niiden uskotaan muodostuneen aikana, jolloin maailmankaikkeus oli paljon nuorempi ja kemiallisesti köyhempi kuin nykyään. Tutkimusryhmä epäilee, että 3I/ATLAS on siten peräisin tähdestä, joka on huomattavasti Aurinkoamme vanhempi. ”3I/ATLAS on todella jännittävä mahdollisuus toisen planeettakunnan koostumuksen tutkimiseen. Tällainen järjestelmä muodostui kauan ennen kuin Aurinkomme ja Aurinkokuntamme olivat edes olemassa”, sanoo yksi tutkimuksen kirjoittajista, Helsingin yliopiston tutkija Rosemary Dorsey. Eri tutkimusryhmien tulokset viittaavat siihen, että 3I/ATLAS on yli kaksi kertaa Auringon ikäinen.

Kun 3I/ATLAS etääntyy Auringosta ja himmenee vähitellen, sen havainnot VLT:llä myös hiipuvat. ESO:n tulevalla Extremely Large Telescope, eli ELT-teleskoopilla voidaan tehdä vastaavia havaintoja myös tulevista tähtienvälisistä kohteista, jotka ovat 3I/ATLAS-komeettaa himmeämpiä. ”Tähtienvälisten kohteiden tutkimusala on vielä hyvin nuori, emmekä oikeastaan tiedä, mitä odottaa. Joka kerta, kun uusi kohde löydetään, saamme uusia yllätyksiä”, Opitom toteaa lopuksi.

Viite

[1] Salazar-Manzanon ja Paneque-Carreñon johtama tutkimusryhmä käytti Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, eli ALMA-verkostoa, missä ESO on mukana kumppanina, mitatakseen raskaan (tai puoliraskaan) veden pitoisuutta 3I/ATLAS-komeetasta. He havaitsivat, että tämän tyyppisen veden pitoisuudet olivat korkeammat kuin aurinkokunnan komeetoissa.

Lisätietoa

Tämä tutkimus on esitelty artikkelissa, joka julkaistaan Nature Astronomy -lehdessä (doi:10.1038/s41550-026-02921-7).