Onko Venuksella ollut valtameriä?

Venuksen nykyiset oliosuhteet ovat tunnetusti varsin helvetilliset. Lämpötila huitelee yli neljässäsadassa asteessa ja ilmakehän painekin pinnalla on yli 92 kertainen maapallon ilmakehään verrattuna. Näistä olosuhteista huolimatta osa tutkijoista on ajatelleet, että Venus on ollut muinoin aivan toisenlainen muistuttaen enemmän nykyistä maapalloa valtamerineen ja leutoine ilmastoineen. Sitten vain jotain meni pieleen, kasvihuoneilmiö karkasi, lämpötila nousi ja valtameret katosivat. Lopputuloksena syntyi nykyinen karmea planeetta, jossa elämälle ei ole sijaa.

Ehkäpä toisenlaistakin kehityskaarta kannattaisi miettiä? Venus sijaitsee ns. elovyöhykkeen sisäreunalla tai peräti koko vyöhykkeen sisäpuolella. Se on myös aikoinaan sinne syntynyt, sillä näiden Aurinkoa lähimpinä olevien planeettojen ei koskaan ole ajateltu tehneen isompia vaelluksia, päivästoin kuin jättiplaneettojen, joiden rattojen on osoitettu muuttuneet merkittävästi Aurinkokunnan alkuaikoina. Uranus ja Neptunus ovat suorastaan vaihtaneet paikkaa ennen nykyisen järjestyksen stabiloitumista.

Venuksen toisenlaista kehityskaarta ovat tutkineet^[1] Tereza Constantinou’n (Institute of Astronomy, University of Cambridge, UK) johdolla tutkijaryhmä. He ovat tutkineet kahta ilmastomallia joissa toisessa Venuksella oli miljardien vuosien ajan lauhkea ilmasto ja pinnalla oli nestemäistä vettä, ja toisessa kuumalla varhaisella Venuksella ei koskaan pystytty tiivistämään nestemäistä vettä pinnalle.

Venus lähtee muodostumisestaan magmameri-vaiheessa (t = 0 Myr). Tällöin Venus on voinut kulkea jompaakumpaa kahdesta mahdollisesta reitistä, jotka kumpikin johtavat lopulta planeetan nykyiseen ilmastotilaan, mutta jättävät vaipan, jonka koostumus on erilainen: Lähes vedytön sisus syntyy kuivan Venuksen reitillä (ylempi) ja runsasvetyinen sisus lauhkean ja kostean Venuksen reitillä (alempi). Runsasvetyisen sisätilan skenaariossa tuliperäiset kaasut sisältävät runsaasti H2O:ta, kun taas vedytön sisätilan tapauksessa H2O:n kaasunpoisto on vähäistä ja S ja C -lajeja vapautuu enemmän. Kuva tutkimusartikkelista[1] © Nature / Constantinou, T., Shorttle, O. & Rimmer, P.B.

Tutkijoiden mukaan laskemalla H₂O:n, CO₂:n ja OCS:n tämänhetkisen ilmakehän tuhoutumisnopeuden, joka on palautettava vulkanismilla ilmakehän vakauden ylläpitämiseksi, he pystyivät osoittamaan, että Venuksen sisätila (mantteli) on kuiva. Venuksen vulkaanisten kaasujen vesimooliosuus on korkeintaan 6 %, mikä on huomattavasti kuivempaa kuin vastaavissa olosuhteissa kaasunpoistoon käytetyt maanpäälliset magmat (Maapallolla tulivuorista tulevien kaasujen vesipitoisuus on yli 90 %). Kuiva sisätila on sopusoinnussa sen kanssa, että Venus on päättänyt magmasulan aikakautensa kuivuneena ja sen jälkeen sen pinta on ollut pitkään kuiva. Venuksen ilmakehän vulkaaninen täydennysvirtaus viittaa siis siihen, että planeetta ei ole koskaan ollut nestemäisen veden asuinkelpoinen.

Venuksen geodynaaminen ja ilmastohistoria on epävarma, erityisesti sen suhteen, onko sen pinnalla koskaan ollut miellyttävämpiä olosuhteita. Pohjimmiltaan kysymys on siitä, onko Venuksella koskaan ollut nestemäisen veden valtameriä? Toisin kuin Mars, jonka pinnan näyttävä kartoitus on paljastanut, että vesi on muokannut sen pintaa, Venus on ainakin 0,3 miljardia vuotta sitten tapahtuneen maailmanlaajuisen pinnanmuodostuksen vuoksi peittänyt suuren osan sen muinaisesta geologisesta historiasta.

Yksi havainto, joka tukee sitä, että Venuksella on ollut jossain muodossa vettä, on sen suuri deuterium/vety -suhde (D/H), joka on 150 ± 30 -kertainen Maahan verrattuna. Tämän havainnon perusteella on päätelty, että Venuksella oli aikoinaan pintavesivarasto, jonka massa oli samankokoinen kuin Maan valtamerissä: se vastaa jopa 500 metrin globaalia vesisyvyyttä Venuksella. Vaihtoehtoisesti havaittu D/H -suhde voi olla seurausta vakiintuneesta tarjonnasta. Tässä skenaariossa vettä tulee jatkuvasti komeetoista tai vulkaanisista kaasuista, mikä tasapainottaa vedyn poistumisen aiheuttamaa hävikkiä. Kriittistä on, että ilmakehän D/H -suhde ei yksinään rajoita nestemäisen veden olemassaoloa Venuksella riippumatta siitä, mitä se kertoo veden määrästä tai lähteestä. Näin ollen Venuksen aiemmat pinta- ja ilmasto-olosuhteet ovat edelleen tuntemattomia.

Lopullisten havaintojen puuttuessa ilmastomallinnus on ollut ratkaisevassa asemassa määriteltäessä kuvaa Venuksen varhaisvaiheesta, ja siitä on muodostunut kaksi vastakkaista hypoteesia: "lauhkea ja kostea Venus" ja "kuiva Venus". Lauhkean skenaarion mukaan Venuksella oli Maan kaltainen menneisyys. Planeetan muodostumista seurasi pitkään jatkunut lauhkean ilmaston jakso, jolloin meret olivat matalia. Yleiset vedenkiertomallit osoittavat, että tällainen tila voisi säilyä, jos Venus olisi alun perin viileä ja sen pinnalla olisi nestemäistä vettä sen päivänpuoleiselle puolelle muodostuvien vesipilvien ansiosta. Pilvinen päiväpuoli ja kirkas yöpuoli vähentävät säteilyn absorptiota ja parantavat tehokasta uudelleensäteilyä avaruuteen, jolloin pintalämpötila pysyy riittävän viileänä veden tiivistymiselle. Tästä asumiskelpoisesta tilasta Venus siirtyi nykyiseen hiilidioksidipitoiseen kasvihuoneeseensa "suuren ilmastomuutoksen" aikana, mikä johtui luultavasti CO₂:n ja SO₂:n massiivisesta purkautumisesta suuren alueellisen vulkanismin aikana.

Edellisen skenaarion vastakohtana on kuiva Venus-skenaario. Tässä Venus kuivui jo varhaisessa kehitysvaiheessa, koska sen magmameri jähmettyi hitaasti ~100 Myr:n aikana. Pitkäkestoinen höyrypitoinen ilmakehä olisi mahdollistanut veden dissosioitumisen ja häviämisen vedyn voimakkaan hydrodynaamisen pakenemisen kautta, joka olisi ulottunut koko planeetan sisälle, mantteliin asti. Myöhemmin tapahtuneen vulkaanisen kaasunpoiston myötä Venus olisi kehittynyt kohti nykyistä CO₂ ja N₂ -pitoista ilmakehäänsä. Tätä skenaariota tukee myös yleinen vedenkiertomalli, jonka mukaan alun perin kuuma Venus, jolla ei ollut nestemäistä vettä pinnalla, olisi muodostanut yöaikaan vesipilviä. Näillä yönpuoleisilla pilvillä oli voimakas lämmittävä nettovaikutus (koska ne estivät päivänpuoleisen lämmön säteilyn avaruuteen) ja estivät pintaveden tiivistymisen jopa kohtalaisessa auringonpaisteessa. Tällaisen skenaarion mukaan Venuksen varhaisvaiheen valtameretön pinta pysyisi sen jälkeen valtamerettömänä. Mahdollinen vesi, joka on säilynyt kuumassa ilmakehässä magmameren jähmettymisen jälkeen, on saattanut hitaasti kadota planeetan historian aikana.

On hyviä todisteita siitä, että Venus on edelleen vulkaanisesti aktiivinen. Venuksen pinnan tunnustetaan laajalti olleen vulkaanisen toiminnan muovaama. Todisteita jatkuvasta vulkanismista saadaan useista lähteistä: havaittu laavavirta tulivuoren purkausaukolla ja nuoria laavavirtoja, joiden olemassaolo perustuvat emissiivisyysmittauksiin pinnan ikääntymistä. Lisäksi vulkaaninen kaasunpoisto on välttämätöntä maailmanlaajuisten rikkihappopilvien (H₂SO₄) ylläpitämiseksi. Keskeinen kysymys on se, mikä on tämän vulkaanisen kaasun keskimääräinen koostumus ja erityisesti sen vesipitoisuus. Fotokemiallisesti tuhoutuvien lajien keskeiset suhteet, OCS/H₂O ja CO₂/H₂O, viittaavat siihen, että vulkaaninen kaasu on hyvin kuivaa ja siten myös magma on kuivaa. Lopputuloksena tutkijat päätyvät siihen, että Venuksella ei ole koskaan ollut valtameriin verrattavaa määrää nestemäistä vettä pinnallaan.

Viiteet

[1] Constantinou, T., Shorttle, O. & Rimmer, P.B. A dry Venusian interior constrained by atmospheric chemistry. Nat Astron (2024). https://doi.org/10.1038/s41550-024-02414-5

Vapaasti luettavissa

 

Proba-3 aurinko-observatorio avaruuteen

ESA:n Proba-3-missio lähetettiin avaruuteen PSLV-XL-raketilla Satish Dhawanin avaruuskeskuksesta Sriharikotasta Intiasta torstaina 5. joulukuuta kello 10.34 UTC. Laukaisu tehtiin intialaisella kantoraketilla, sillä ESAlla ei ole käytössään tällä hetkellä juuri sopivaa kantorakettia: uusin Vega-C on laukaisukyvyltään liian pieni ja vastaavasti Ariane 6 liian tehokas ja kallis tälle tehtävälle. Proba-3 satelliittien yhteismassa on 550 kg.

Proba-3 satelliittien laitesijoittelu. Klikkaa kuvaa suuremmaksi. Kuva ESA.

Proba-3 on itse asiassa kaksi satelliittia, joista toinen toimii Auringon varjostimena ja havainnot tehdään tämän tuottamassa varjossa toisella satelliitilla. Tällaista rakennetta kutsutaan yleisesti koronagrafiksi, joskin tässä tapauksessa kyse on aivan poikkeuksellisesta ratkaisusta. Satelliittien välinen etäisyys on noin 150 metriä ja niiden keskinäinen asemointi havaintojen aikana täytyy tehdä millimetrin tarkkuudella. Varjostinosan halkaisija on 1,4 metriä ja havainto-osan etäisyydellä varjostimen tuottaman varjon halkaisija on vain 8 cm. Havaitsevan kameran objektiivin halkaisija on 5 cm. Ero varjon koon ja kameran objektiivin välillä on tarpeen varjostimen aiheuttaman diffraktion vuoksi. Jos objektiivi olisi samankokoinen varjon kanssa, kameraan päätyisi paljon hajavaloa ja havainnot vaikeutuisivat.

Proba-3 on siis aurinko-observatorio, jonka tehtävänä on tehdä havaintoja Auringon keskikoronasta. Tämä alue sijoittuu 1,1 – 3× säteen etäisyyteen Auringosta. Tämä alue on hyvin tärkeä, kun tehdään havaintoja koronamassapurkauksista, mutta alue on tähän asti ollut erittäin vaikeasti havaittavissa, käytännössä vain täydellisten auringonpimennysten aikana. Auringonpimennyksiä, kuten tiedetään, tapahtuu noin 60 kertaa vuosisadassa, joten tutkimuksen kannalta se on liian harvoin. Ja silloinkin kun se olisi mahdollista, pisin mahdollinen havaintoaika olisi noin 7 minuuttia. Harvinaisen ja lyhyen havaintoajan lisäksi maapinnalla olevat observatoriot ovat yleensä aivan muualla kuin pimennysvyöhykkeellä ja sen lisäksi ne ovat kykeneviä havaintoihin vain, jos sää sen mahdollistaa. Niinpä ainoa vaihtoehto on, että havainnot tehdään avaruudesta.

Proba-3:ssa varsinaiset koronahavainnot tekee ASPIICS-koronagrafi kolmella eri aallonpituudella. Aallonpituudet ovat Fe XIV (530,4 nm), He I D3 (587,7 nm ja laajakaistaisesti näkyvän valon alueella 540 – 570 nm.

Keskikoronan havaitsemisen lisäksi Proba-3 satelliiteissa on havaintolaitteita^[1], joiden avulla yritetään ratkaista ikuisuuskysymystä koronan lämpötilasta. Millainen mekanismi lämmittää koronan miljoona asteen lämpötilaan, kun Auringon efektiivinen lämpötila on noin 5 800 K? Tämän lisäksi Proba-3:ssa on lähiavaruuden varattujen hiukkasten mittauslaite, jolla selvitellään hiukkasten nopeuksia, tiheyttä ja suuntia.

Proba-3:n kiertorata on 600 × 60 530 km, noin 59 asteen inklinaatiolla ekvaattoriin nähden. Yhteen kierrokseen satelliitilla kuluu aikaa 19 h 36 minuuttia. Proba-3 tekee havaintoja kuuden tunnin ajan jokaisella kierroksella Maan ympäri mutta vain 50 kertaa vuodessa. Pieneltä tuntuva määrä havaintoja johtuu siitä, että rata ei ole aurinkosynkroninen ja lähempänä Maata satelliittien asemat kelvollisten havaintojen tekemiseen muuttuvat liian nopeasti, jotta laitteisto voisi säätää satelliittien asemaa toisiinsa nähden riittävän nopeasti.

Satelliittien keskinäisen asemoinnin määrittämiseen^[2] käytetään tähtisuunnistusta, GPS-paikannusta (alle 20 200 km korkeudella), led-vilkkuvaloja, laseria ja heijastin peilejä. Kaikkiaan näitä asemointiin käytettäviä järjestelmiä on kolme: karkeasäätö, tarkempi säätö ja erittäin tarkka säätö. Varjostinosassa on kylmäkaasu (typpi) suuttimet, jotka synnyttävät hyvin heikon (n. 10 mN) työntövoiman. Tästä syystä korjauksia on tehtävä noin 10 sekunnin välein ja korjausliikkeet ovat hitaita. Käytettävissä olevan typen määrä siis rajoittaa tehtävän keston. Typen loputtua, asemien säätäminen on mahdotonta ja satelliitit ajautuvat erilleen ja tuhoutuvat maapallon ilmakehässä noin viidessä vuodessa.

Ensimmäiset havainnot saataneen noin 4 kuukauden kuluttua ja observatorion toiminta-ajaksi on suunniteltu kahta vuotta.

Lisätietoja

[1] ASPIICS-järjestelmän lisäksi Proba-2:lla lennetään digitaalista absoluuttista radiometriä (Digital Absolute Radiometer, DARA), jonka sveitsiläinen fyysinen meteorologinen observatorio Davos on toimittanut tehtävään. Occulter-satelliitin auringonpuoleiselle puolelle asennettu DARA mittaa jatkuvasti Auringon kokonaisenergiantuottoa, jota kutsutaan irradianssiksi ja joka on olennainen muuttuja ilmastotutkimuksissa.

Proba-3:n kolmas instrumentti, joka on sijoitettu Coronagraph-satelliitin toiselle puolelle sen aurinkosäteilymittarista, on 3D Energetic Electron Spectrometer. Belgian Louvainin katolisen yliopiston (UCLouvain) avaruussäteilykeskuksen, Belgian kuninkaallisen avaruustutkimusinstituutin ja ilmailu- ja avaruustekniikan valmistaja Redwire Spacen toimittama 3DEES mittaa elektronivirtoja niiden kulkiessa Maan säteilyvyöhykkeiden läpi, mikä antaa hyödyllistä tietoa avaruussäätutkimuksia ja astronauttien terveyttä varten.

[2] Aluksi tähtipaikantimet - tietokoneeseen kytketyt kamerat, jotka tunnistavat niitä ympäröivät tähtikuviot - kartoittavat kummankin satelliitin "asennon" eli senhetkisen suunnan avaruudessa. Molempien avaruusalusten satelliittinavigointivastaanottimet laskevat suhteelliset sijainnit kiertoradan alemmalla osalla suurella tarkkuudella, vaikka GPS-signaaleja käytetään toiminnallisesti vain GPS-satelliittiryhmän 20 200 kilometrin korkeuden alapuolella. Proba-3-parivaljakko vaihtaa myös jatkuvasti etäisyystietoja ja muita tietoja satelliittien välisten radiolinkkien välityksellä.

Aktiivisen muodostelmalennon aikaansaamiseksi tarvitaan vielä lisää, alkaen Proba-3:n Vision Based Sensor -järjestelmästä. Laajakulmakameran avulla seurataan toisen satelliitin LED-kuviota, joka antaa suhteellisen karkeaa tietoa satelliittien etäisyydestä toisistaan sekä täydentävää tietoa niiden asennosta. Tätä täydennetään kapeakulmaisella kameralla, joka lukittuu toiseen, paljon pienempään LED-kuvioon ja antaa suhteellista sijaintitietoa noin yhden senttimetrin tarkkuudella.

Tämäkään ei kuitenkaan yksinään riitä. Vielä tarkempi paikannus onnistuu Proba-3:n Occulter-avaruusaluksen FLLS-anturin (Fine Lateral and Longitudinal Sensor) avulla. Se valaisee laserilla Coronagraph-avaruusaluksen pinnalla olevaa kulmakuution heijastinta, joka puolestaan heijastuu takaisin Occulteriin. Tämä FLLS mahdollistaa suhteellisen paikannuksen jopa millimetrin tarkkuudella.

Lopuksi, tasaisen lukituksen varmistamiseksi varjon paikannusanturijärjestelmä - joka perustuu Coronagraph-teleskoopin halkaisijaltaan 5 cm:n aukkoisen linssin ympärille sijoitettuihin valodetektoreihin - varmistaa, että Occulterin halkaisijaltaan noin 8 cm:n kokoinen varjo pysyy oikealla tavalla heittyneenä kaikilta sivuilta. Kaikki poikkeamat aiheuttavat korjauksen.

[3] Proba 3 -operaatiota tukee 13 ESA:n jäsenvaltiota: Tärkeimmät rahoittajat ovat Espanja 38 %, Belgia 34 %, Puola ja Romania noin neljällä prosentilla sekä Itävalta, Luxemburg, Sveitsi, Tanska, Tšekki, Sveitsi ja Yhdistynyt kuningaskunta noin kolmella prosentilla, kun ESA:n yleisen tukiteknologiaohjelman (GSTP) kokonaisbudjetti on 200 miljoonaa euroa.

Komeetta haihtui ”taivaan tuuliin”

C/2024 S1 (ATLAS) oli komeetta, jonka ATLAS-HKO havaitsi Havaijilta 27. syyskuuta 2024. Komeetta olisi ohittanut perihelin 28. lokakuuta 2024 noin 0,008 au:n (1,2 miljoonan kilometrin) etäisyydellä Aurinkokunnan barysentristä (massakeskipisteestä). Viimeisin havainto siitä tehtiin SOHO/LASCO C2 -kameralla 28.10.2024 kello 7.00 UTC aikaa. Komeetta kirjaimellisesti haihtui ”taivaan tuuliin”. Ennen katoamistaan komeetalla oli samanlainen rata kuin Kreutzin auringonhipojilla^[1], jotka syntyivät suuren komeetan pirstoutuessa ehkä noin 1 000 – 2 000 vuotta sitten.

C/2024 S1 11. lokakuuta 2024. Huomaa ytimen pitkänomainen muoto, joka voi olla merkki pirstoutumisesta. Kuva Wikimedia Commons.

 

Komeetta löydettiin ATLAS-tutkimuksen aikana Havaijin Haleakalassa sijaitsevalla 0,5 metrin teleskoopilla. Tuolloin komeetan näennäiseksi magnitudiksi arvioitiin m_v=15,3, ja sen koman halkaisija oli noin 30 kaarisekuntia. Myöhempien havaintojen mukaan koman halkaisija oli kolme kaariminuuttia ja pyrstö noin 2,5 kaariminuutin mittainen. Komeetalla oli väriltään vihertävä, joka johtui luultavasti kaksiatomisesta hiilestä. Komeetan näennäisen kirkkauden arvioitin olevan noin m_v=11,5 joka kirkkaus pysytteli lähes muuttumattomana koko seuraavan viikon.

Lokakuun 8. päivänä havaittiin, että komeetta oli pitkänomainen ja että siltä puuttui tiivistynyt koma. Kirkkaushavainnot osoittivat sen olevan himmeämpi kuin 3. lokakuuta. Himmeneminen arveltiin olevan seurausta komeettaytimen hajoamisesta. 

 Komeetta C/2024 S1 ATLAS lähestymässä periheliään. Komeetta on ympyröity. Kuva SOHO/LASCO C3.

 Myöhemmät havainnot 15. lokakuuta alkaen osoittivat kuitenkin hyvin tiivistyneen koman ja komeetta kirkastui kaksi kirkkausluokkaa 15. ja 16. lokakuuta välisenä aikana. 19. lokakuuta koman halkaisijan arvioitiin olevan 2,4 kaariminuuttia, kun taas pyrstö oli noin 24 kaariminuutin pituinen. Lokakuun 20. päivänä komeetan näennäisen kirkkaus oli m_v= 8,2, mutta seuraavana päivänä sen ilmoitettiin himmenneen mv=10:een. Haavaintojen mukaan koman ja pyrstön koot pienenivät, mikä osoitti, että toinen purkaus oli tapahtunut.

Lokakuun 23. päivänä koman halkaisijaksi mitattiin yksi kaariminuutti, sen kirkkaus oli m_v=10,8 ja pyrstön pituus 17 kaariminuuttia.

Vain muutama tunti ennen perihelin saavuttamista komeetta haihtui kahdessa tunnissa, mikä näkyi SOHO LASCO C2:n kuvissa 28. lokakuuta kello 07.00 UTC.

Spekulaatiot perihelin aikaisesta kirkkaudesta olivat luokkaa m_v= –5 — –7.  Kirkkaudeltaan se olisi siis ollut moninkertainen Venuksen kirkkauteen verrattuna. Jos komeetta olisi selvinnyt perihelin ohituksesta ja sen kirkkaus olisi säilynyt, niin se olisi näkynyt ennen auringonnousua eteläiseltä pallonpuoliskolta suhteellisen hyvin.

Toiseksi viimeinen kuva LASCO C2 kamerasta. Viimeisessä kuvassa komeetta oli erittäin himmeä. Kuva SOHO/LASCO C2.

 Lisätietoja

[1] Auringonhipojia on havaittu jo satojen vuosien ajan. Nämä ovat komeettoja, joiden periheli on hyvin lähellä Aurinkoa. Perihelin läheisyydessä komeettojen kirkkaus kasvaa ja usein ne pirstoutuvat pienempiin kappaleisiin, monet niistä eivät kuitenklaan ole selvinneet periheliohituksesta ja kadonneet.

1890-luvulla Heinrich Kreutz tutki siihen asti havaittuja komeettoja ja totesi, että osa niistä oli auringonhipojia ja osa ei. Hän havaitsi myös, että ne komeetat, jotka todella olivat auringonhipojia, noudattivat kaikki samanlaisia kieroratoja, eli ne olivat kaikki yhden hajonneen komeetan sirpaleita. On todennäköistä, että alkuperäinen oli hyvin iso komeetta ja sen fragmentit ovat hajonneet toistuvasti, kun ne kiersivät Aurinkoa noin 800 vuoden välein. Hänen työnsä kunniaksi tämä komeettaryhmä nimettiin Kreutzin auringonhipojiksi. Myöhemmin on tunnistettu myös muita auringonhipojien ryhmiä, mutta Kreutzinrymän komeettojen lukumäärä on suurin.

[2] SOHO/LASCO C2 ja C3 kameroilla on havaittu yli 5 000 komeettaa, joista hyvin suuri joukko on ollut auringonhipojia. Kaikki kameroissa näkyvät komeetat eivät kuitenkaan ole auringonhipojia kuten esimerkiksi komeetta C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS). Se vain sattui olemaan samalla suunnalla kuin Aurinko Maasta katsottuna. Todellisuudessa tämä komeetta oli Merkuriuksen ja Venuksen ratojen välissä näkyessään LASCO C3 -kamerassa.

 

 

Se on virallista: NASA julistaa auringonpilkkujakson maksimin saavutetuksi

 

Pääkohdat

Auringon maksimivaiheen alkaminen: Aurinko on saavuttanut 11-vuotisen aurinkopilkkjakson maksimivaiheen odotettua aiemmin. Tämä tarkoittaa lisääntynyttä aurinkoaktiivisuutta, kuten auringonpilkkuja, purkauksia ja koronamassapurkauksia (CME).

Vaikutukset Maahan ja teknologiaan: Lisääntynyt aurinkoaktiivisuus voi häiritä satelliittiviestintää, GPS-signaaleja ja sähköverkkoja. NASA ja NOAA seuraavat tilannetta tarkasti, jotta teknologisiin häiriöihin voidaan varautua.

Aktiivisuuden jatkuva seuranta: NASA ja NOAA seuraavat aurinkoa ja sen aktiivisuutta monilla eri tehtävillä ja havaintolaitteilla. Näiden tietojen avulla pyritään ennakoimaan avaruussään vaikutuksia Maahan.

 

NASA:n Solar Dynamics Observatorion näkyvän valon kuvat korostavat Auringon ulkonäköä Auringon minimissä (vasen, joulukuu 2019) ja maksimissa (oikea, elokuu 2024). Auringon minimin aikana Aurinko on usein pilkuton. Auringonpilkut liittyvät Auringon aktiivisuuteen, ja niiden avulla seurataan auringonpilkkujakson etenemistä. Kuva: NASA/SDO.

 

NASA:n, (NOAA) [National Oceanic and Atmospheric Adminstration] ja Solar Cycle Prediction Panel (SCPP) edustajat ilmoittivat tiistaina (15.10.2024) toimittajien kanssa pitämässään puhelinkonferenssissa, että auringonpilkkujakso 25 on saavuttanut maksimivaiheen, joka jatkunee vielä seuraavan vuoden ajan.

Auringonpilkkujakso on Auringossa tapahtuva luonnollinen sykli, jonka aikana siirrytään matalan ja korkean magneettisen aktiivisuuden välillä. Noin 11 vuoden välein, aurinkopilkkujakson aktiivisemman vaiheen aikana, Auringon magneettiset navat kääntyvät.

NASA ja NOAA havaitsevat auringonpilkkuja määrittääkseen ja ennustaakseen aurinkopilkkujakson etenemistä - ja myös Auringon aktiivisuutta. Auringonpilkut ovat tummina näkyviä alueita ja viileämpiä alueita, jotka johtuvat magneettikenttäviivojen keskittymisestä. Auringonpilkut ovat näkyvä osa aktiivisia alueita. Ne syntyvät magneettikentän vaikutuksesta sellaisille alueille, jossa magneettikenttä työntyy Auringon fotosfäärin läpi. Pilkkujen tummuus riippuu paikallisen magneettikentän voimakkuudesta, mitä tummempi alue on sitä voimakkaampi magneettikenttän.

Auringonpilkkujen määrä kahdenkymmenenneljän edellisen auringonpilkkujakson aikana. Kuva: NOAA:n Avaruussääennustekeskus. Kuva PWSC.

 

"Auringon maksimin aikana auringonpilkkujen määrä ja siten myös Auringon aktiivisuus lisääntyy", sanoo Jamie Favors, NASAn Washingtonissa sijaitsevan päämajan avaruussääohjelman johtaja. "Tämä aktiivisuuden lisääntyminen tarjoaa jännittävän tilaisuuden oppia lähimmästä tähdestämme - mutta aiheuttaa myös todellisia vaikutuksia Maassa ja koko Aurinkokunnassamme."

Auringon aktiivisuus vaikuttaa voimakkaasti avaruuden olosuhteisiin, joita kutsutaan avaruussääksi. Se voi vaikuttaa satelliitteihin ja astronautteihin avaruudessa sekä viestintä- ja navigointijärjestelmiin - kuten radio- ja GPS-järjestelmiin - ja sähköverkkoihin maanpinnalla. Kun Aurinko on aktiivisin, voimakkaat avaruussääilmiöt yleistyvät. Auringon aktiivisuus on viime kuukausina lisännyt revontulien näkyvyyttä ja lisännyt vaikutuksia satelliitteihin ja infrastruktuuriin.

Toukokuussa 2024 suurten auringonpurkausten ja koronamassapurkausten (Coronal Mass Ejections, CME) vyöry laukaisi varattujen hiukkasten ja magneettikenttien pilviä kohti Maata, mikä aiheutti voimakkaimman geomagneettisen myrskyn Maassa kahteen vuosikymmeneen - ja kenties voimakkaimmat revontulien näytökset, joita on mitattu viimeisten 500 vuoden aikana.

Auringonpilkkujakson 25 -ennuste, jonka on laatinut NASA:n ja NOAA:n yhdessä johtama Solar Cycle 25 Prediction Panel. Auringonpilkkujen määrä on jakson voimakkuuden indikaattori - mitä suurempi auringonpilkkujen määrä, sitä voimakkaampi jakso. Kuva: NOAA:n Avaruussääennustekeskus.

 

"Tämä ilmoitus ei tarkoita, että tämä olisi Auringon aktiivisuuden huippu tällä auringonpilkkujaksolla", sanoi Elsayed Talaat, NOAA:n avaruussääoperaatioiden johtaja. "Vaikka Aurinko on saavuttanut auringon maksimijakson, sitä kuukautta, jolloin Auringon aktiivisuuden huippu saavutetaan, ei tunnisteta vielä kuukausiin tai vuosiin."

Tutkijat eivät pysty määrittelemään tämän auringon maksimijakson tarkkaa huippua moneen kuukauteen, koska se on tunnistettavissa vasta sen jälkeen, kun he ovat seuranneet Auringon aktiivisuuden johdonmukaista vähenemistä tuon huipun jälkeen. Tutkijat ovat kuitenkin tunnistaneet, että Auringon kaksi viimeistä vuotta ovat olleet osa tätä auringonpilkkujakson aktiivista vaihetta, koska auringonpilkkujen määrä on ollut jatkuvasti suuri tänä aikana. Tutkijat odottavat, että maksimivaihe kestää vielä noin vuoden, ennen kuin Aurinko siirtyy laskevaan vaiheeseen, joka johtaa takaisin aktiivisuuden minimiin.

Vuodesta 1989 lähtien NASA:n ja NOAA:n sponsoroima kansainvälinen asiantuntijapaneeli, Solar Cycle Prediction Panel, on tehnyt yhteistyötä seuraavaa auringonpilkkujaksoa koskevan ennusteen laatimiseksi. Tähtitieteilijät ovat seuranneet aktiivisuutta siitä lähtien, kun Galileo havaitsi auringonpilkut ensimmäisen kerran 1600-luvulla. Varsinainen jatkuva ja aktiivinen seuranta aloitettiin kuitenkin 1700-luvun alkupuolella.

Nyt menossa oleva jakso on numero 25. Havaintojen perusteella tiedetään, että jokainen jakso on erilainen - joissakin jaksojen huippu on pidempi tai lyhyempi, ja toisissa on matalampia huippuja, jotka kestävät pidempään.

"Auringonpilkkujakso 25:n aktiivisuus on hieman ylittänyt odotukset", sanoi Lisa Upton, SCPP:n toinen puheenjohtaja ja johtava tutkija Southwest Research Institutessa San Antoniossa, Texasissa. "Muutamista suurista myrskyistä huolimatta ne eivät kuitenkaan ole suurempia kuin mitä voimme odottaa syklin maksimivaiheessa."

Auringonpilkkujakson tähän mennessä voimakkain purkaus oli X9,0 -luokan purkaus 3. lokakuuta 2024. NOAA odottaa lisää aurinko- ja geomagneettisia myrskyjä tämänhetkisen jakson maksimin aikana, mikä johtaa mahdollisuuksiin havaita revontulia lähikuukausien aikana sekä mahdollisiin teknologisiin vaikutuksiin. Lisäksi tutkijat näkevät usein melko merkittäviä myrskyjä aurinkosyklin laskevan vaiheen aikana, vaikka ne ovatkin harvinaisempia.

Tässä kuvassa esitetään Auringon havaitsemiseen osallistuvat avaruusluotaimet heinäkuussa 2024. Vihreällä on merkitty toiminnassa olevat lennot, sinisellä jatketut toiminnassa olevat lennot ja keltaisella tulevat lennot. Suluissa olevat luvut osoittavat, kuinka monta avaruusluotainta operaatiossa tällä hetkellä on. Kuva NASA.

 

Joulukuussa 2024 NASA:n Parker Solar Probe -luotain lähestyy Aurinkoa lähimmäksi kuin koskaan aiemmin. Tämä on ensimmäinen kolmesta suunnitellusta Parkerin lähestymisestä tältä etäisyydeltä, mikä auttaa tutkijoita ymmärtämään avaruussäätä suoraan sen alkulähteellä. NASA käynnistää ensi vuoden aikana useita tehtäviä, jotka auttavat meitä ymmärtämään paremmin avaruussäätä ja sen vaikutuksia koko Aurinkokunnassa. Avaruussääennusteet ovat ratkaisevan tärkeitä NASAn Artemis-kampanjan avaruusalusten ja astronauttien tukemiseksi. Tämän avaruusympäristön tutkiminen on olennainen osa astronauttien avaruussäteilylle altistumisen ymmärtämistä ja lieventämistä.

Lähde: NASA:n tiedote 15.10.2024