Harrastajan tähtitaivas: Tammikuu 2015

Venus ja Merkurius ovat lähekkäin muutamana iltana
heti auringonlaskun jälkeen. Kuvassa niiden keskinäinen
asema on merkitty 7.1. kello 16.15. Mars on liian himmeä
näkyäkseen vielä tässä vaiheessa iltaa mutta tuntia
myöhemmin se on jo hyvin näkyvissä.==

Talven havaintokelit perinteisesti eivät ole olleet kovinkaan hyviä, sillä usein korkeapaineen vallitessa pilvisyys on silti kaiken kattavaa. Selkeät illat ovat harvinaisia ja lämpötila laskee nopeasti pilvipeitteen vetäytyessä. 

Koko syyskauden iltataivaalla kirkkaita planeettoja ei ole ollut horisontin yläpuolella. Nyt kuitenkin tilanne muuttuu ja planeettoja ilmaantuu myös illalla havaittavaksi. Erityisesti Jupiter hyvin näkyvissä talven kuluessa.

Aurinko on aloittanut näennäisen matkansa kohti pohjoista tähtitaivasta talvipäivän seisauksen jälkeen. Vielä tammikuussa se ei ole matkallaan edennyt paljoa mutta päivän pituus on jo jatkunut jonkin verran. Kuukauden alkupuolella valoissa aikaa on 5 h 24 m ja loppupuolella 7 h 30 m. Etelämeridiaanin ylitys tapahtuu kuukauden alussa noin 5,5° ja loppupuolella lähes 11° korkeudella.

Maapallo on ratansa perihelissä 4. tammikuuta, jolloin Maan ja Auringon välinen etäisyys on 147 096 205 km ja Aurinko näkyy meille 32’ 31” kokoisena.

Kuu on ratansa pohjoisimmassa pisteessä 4.1. deklinaatioltaan lähes 18°, eteläisimmässä pisteessä se on 18.1. (deklinaatio 19° 11’ 01”) ja uudelleen pohjoisimmassa pisteessä 31.1. Kuun etäisyys on suurin 10.1. (403 500 km) ja pienin 21.1. (363 400 km). Vastaavasti näennäiset kulmahalkaisijat ovat 29,6’ ja 32,9’.

Kuun vaiheet ovat: täysikuu 6.1. kello 6.53, vähenevä puolikuu 13.1. kello 11.46, uusikuu 20.1. kello 15.14 ja kasvava puolikuu 27.1. kello 6.48.

Merkurius on näkyvissä iltataivaalla ja pisimpään auringonlaskun jälkeen horisontin yläpuolella 17.1. (2 h 4 m), joskin hyvää näkyvyyttä riittää viikon verran molemmin puolin tätä ajankohtaa tai jopa hieman pidempään. Kuukauden lopulla Merkuriuksen laskuaika lähestyy auringonlaskuaikaa.

Venus on näkyvissä iltataivaalla. Kuukauden alussa se laskee 1 h 25 m ja kuukauden lopulla 2 h 28 m auringonlaskun jälkeen. Venuksen kirkkaus on -3,8^m ja kulmahalkaisija noin 10,7” tietämillä ja on kasvamaan päin.

Merkurius, Venus, Mars ja Kuu
muodostavat hienon jonon
lounaiseen horisonttiin 23. päivän
iltana. Kuu on näkyy hyvin kapeana
sirppinä.

Mars on kuukauden alkupuolella etelämeridiaanilla auringonlaskun aikaan ja se laskee horisonttiin noin 4 tuntia myöhemmin. Marsin kirkkaus on vain 1,2^m ja kulmahalkaisija alle 5”, joten havaintokohteena se ei ole erityisen hyvä. Mars on Kauriissa.

Jupiter nousee alkuillasta ja on horisontin yläpuolella koko yön. Etelämeridiaanin se ylittää aamuyöstä. Jupiterin kirkkaus on -2,3^m ja kulmahalkaisija 44,3”, joten havaintokohteena se on erinomainen. Jupiter on Leijonassa.

Saturnus on horisontin yläpuolella vain muutaman tunnin ja etelässä se on aamuhämärissä juuri ennen auringonnousua. Planeetan kirkkaus on 0,7^m ja kulmahalkaisija 15,8”. Näin ollen havaintokohteena se on kohtuullinen vaikka korkealla taivaalla se ei olekaan. Saturnus on Vaa’assa.

Uranus on etelämeridiaanilla iltahämärän aikaan ja se laskee horisonttiin puolen yön tietämillä. Kuukausi onkin Uranuksen havaintoaikaa sieltä parhaimmasta päästä, sillä meillä Suomessa olisi vaikea kuvitella parempi havainto-olosuhteita. Planeetan kirkkaus on 5,8^m ja kulmahalkaisija noin 3,5”. Uranus on Kaloissa ja se löytyy helpoimmin goto-kaukoputkella.

Neptunus on etelämeridiaanilla auringonlaskun aikaan, kuukauden toisella puoliskolla jo ennen sitä. Kuukauden alussa planeetta painuu horisonttiin 5 h 43 m ja kuukauden lopulla 3 h 49 m auringonlaskun jälkeen. Planeetan kirkkaus on 7,9m ja kulmahalkaisija 2,2”. Neptunus on Vesimiehessä eikä näy paljain silmin.

Meteoriparvista kvadrantidit ovat aktiivisia 28.12.–12.1 välisenä aikana. Parven maksimin on arveltu esiintyvän 4.1. kello 4, mutta se on hyvin lyhytaikainen ja täysikuun kirkkaus häiritsee havaintojen tekemistä. Parveen kuuluvia meteoreja voi nähdä muutamia kymmeniä tunnin aikana.

Analemma

Analemma Tampereen horisontin mukaan.
Tämä analemma on tehty tähtikarttaohjelmalla,
mutta sen voisi yhtä hyvin tehdä valokuvaamalla.
Kuva Kari A. Kuure.

Talvipäivänseisauksena (22.12.2014) on syytä miettiä hieman Auringon näennäistä liikettä taivaalla. Tähän aikaan vuodesta Aurinko näyttäytyy keskipäivälläkin hyvin lähellä horisonttia ja napapiirin pohjoispuolella se ei edes nouse horisontin yläpuolelle. 

Tästä eteenpäin Aurinko näyttäytyy keskipäivällä aina vain korkeammalla ja korkeammalla kunnes kesäpäivän seisauksen aikaan se saavuttaa näennäisen ratansa pohjoisimman pisteen ja on kaikkein korkeimmillaan etelähorisontista.

Jos tarkkailet Auringon asemaa horisontin suhteen talvipäivänseisauksesta eteenpäin, niin voit huomata, että jostakin syystä Aurinko ylittää etelämeridiaanin muutaman sekunnin myöhemmin perättäisinä päivinä käyttämäämme (keskiaurinko)aikaan (UTC+aikavyöhyke) nähden^[1]. Näin jatkuu aina helmikuun puoliväliin asti, jolloin ero on lähes 15 minuuttia talvipäivänseisauksen aikaan tapahtuneeseen meridiaanin ylityksen kellon aikaan nähden. Helmikuun puolivälin jälkeen aikaero vähenee ja viimein huhtikuun puolivälissä aikaeroa ei enää ole.

Huhtikuun puolivälin jälkeen Aurinko ylittää meridiaanin etuajassa parin kuukauden aikana. Aikaero on noin 4 minuuttia toukokuun puolivälissä, jonka jälkeen se jälleen pienenee. Kesäkuun puolivälissä se on jälleen nolla, mutta tästä eteenpäin Aurinko näyttäisi jälleen jätättävän: heinäkuun lopulla aikaero on noin 6 minuuttia. Elokuussa aikaero vähenee ja syyskuun alkupuolella se on jälleen nolla. Tästä eteenpäin aina seuraavaan talipäivänseisaukseen asti Aurinko ”edistää” ja aika ero on suurin marraskuun alkupuolella ollen lähes 17 minuuttia.

Jos merkitsit tekemäsi havainnot vaikkapa ruutupaperille tai valokuvasit Auringon aseman aina samaan kellon aikaan, voit muodostaa havainnoistasi mielenkiintoisen, hieman 8-numeroa muistuttavan kuvion. Tätä kuviota kutsutaan analemmaksi.

Analemma muodostuu kahden maapallon liiketekijän seurauksena. Ensimmäinen niistä on Auringon näennäiseen pohjois-eteläsuuntaiseen liikkeeseen vaikuttava maapalon pyörimisakselin suunta, joka pysyttelee tähtien suhteen muuttumattomana ja on noin 23,5° ratatason kohtisuoraan nähden kallellaan. Talvella pyörimisakseli on kallistunut mainitun 23,5° verran poispäin Auringosta ja kesällä se on saman verran kohti Aurinkoa. Tämä tekijä selittää Auringon korkeuden vaihtelun etelämeridiaania ylitettäessä.

Toinen tekijä ei olekaan aivan yhtä selkeä ja helposti ”keksittävissä” vaikka tämäkin on tunnettu jo ainakin 400 vuotta. Kyseessä on maapallon radan elliptisyys ja siihen liittyväratanopeuden muutos. Talvella perihelin aikaan (4.1.) Maapallo on radallaan kaikkein lähimpänä Aurinkoa ja samaan aikaan etenemisvauhti on suurin. Suuremmasta vauhdista johtuen maapallo etenee keskimääräistä pidemmän matkan avaruudessa. Maapallon pyörimisvauhti (kulmanopeus) ei kuitenkaan muutu, joten lopputuloksena on, että meridiaanin ylitys tapahtuu muutaman sekunnin myöhemmin kuin edellisenä päivänä; Aurinko näyttää ”jätättävän”.

Vastaavasti maapallon ollessa aphelin (6.7.) puoleisessa osassa rataa planeettamme eteneminen Auringon kiertoradalla tapahtuu keskimääräistä hitaammin ja Aurinko näyttää hieman ”edistävän”. Molempien tekijöiden yhdistyessä syntyy analemma.

Tätä kaaviota voi käyttää aurinkokellon ajantasaukseen, tekstissä 

on kerrottu kuinka se tapahtuu. Joissakin toisissa lähteissä

käyrä voi olla peilikuva ja silloin lähtökohtana on kellon

näyttämä aika ja laskutoimituksen tuloksena saadaan

aurinkoaika. Piirros Kari A. Kuure.

Vuotuinen ratanopeuden vaihtelu näkyy myös tavallisessa aurinkokellossa, jos joku sitä nykyisin vielä käyttäisi vuorokauden ajan määrittämiseen. Jotta kellosta saisi oikean ajan, Auringon näennäinen ”edistäminen” ja ”jätättäminen” pitää ottaa huomioon. Silloin puhutaan ajantasauksesta vaikka kyseessä on siis maapallonratanopeuden vaihtelu elliptisellä radallaan. 

Jos käytettävissäsi on päivittäinen taulukko ajantasaukselle, korjaus todellisen aurinkoajan muuttamiseksi keskiaurinkoajaksi on helppo tehdä. Ellei taulukkoa ole, niin silloin likimääräiseen korjauksen saa oheisesta kaaviosta: viivan (0 minuuttia) yläpuolinen arvo lisätään aurinkoaikaa näyttävän aurinkokellon ilmoittamaan aikaan. Vastaavasti alapuolinen arvo täytyy vähentää, jotta saataisiin keskiaurinkoaikaan perustuva käytetty kellon aika.

Huomautukset

[1] Keskiaurinkoaika on laskennallinen suure, joka perustuu pariin olettamukseen maapallon rataliikkeestä. Ensinnäkin vuosi on yhtä pitkä kuin todellinen vuosi, mutta maapallo rata olisi täysin ympyrä. Toinen olettamus on, että maapallon pyörimisakseli olisi täysin kohtisuorassa ratatasoon nähden. Tällöin Auringon näennäinen rata tähtitaivaalla olisi täysin ekvaattoritasossa.

Nykyisin ajanmittaus ja määritelmät perustuvat atomikellojen käyttöön, johtuen siitä, että maapallon pyöriminen tai edes liike radallaan Auringon ympäri ei ole riittävän tarkkaa, vaan niissä kummassakin tapahtuu tarkkuutta heikentäviä muutoksia ja heilahteluja; esimerkiksi maapallon pyöriminen itsensä ympäri hidastuu 1,7 ms vuorokaudessa jokaista sataa vuotta kohti.

Nykyisin käytössä oleva UTC eli koordinoitu yleisaika on atomikelloilla ylläpidetty järjestelmä, jonka lukemaa korjataan mm maapallon pyörimisen hidastumisen vuoksi. Näin keskiaurinkoaika ja UTC-aika pysyttelevät tietyllä tarkkuudella samoissa lukemissa.

Mistä vesi maapallolle?

Vesi maapallolle ei tullut 67P-komeetan kaltaisten kappaleiden
mukana. Kuva ESA.

Rosetta-luotaimen ROSINA -laitteiston^[1] tekemät mittaukset komeetta 67P/Churyumov-Gerasimenko’sta osoittavat, että sen sisältämä vesi poikkeaa maapallon vedestä merkittävästi. Vedyn isotooppien D (deuterium) ja H (vety)^[2] keskinäinen suhde (D/H)^[3] oli kolminkertainen maapallon veteen^[4] verrattuna. Tämä sulkee pois sen mahdollisuuden, että vesi maapallolle olisi tullut Jupiterin perheen tai Oortin pilven komeetoista.

Maapallolle vesi on tullut vasta noin puolimiljardia vuotta planeettamme syntymisen jälkeen. Tarkkaavainen lukija saattaa tässä vaiheessa kysyä, että mitä sitten on tapahtunut vedelle, joka oli mukana siinä materiassa mistä planeettamme on syntynyt?

 Kysymys on oikeutettu ja vaati vastauksen. Tämä ensimmäinen vesi on suurimmaksi osaksi haihtunut tai hajonnut vedyksi ja hapeksi johtuen maapallon sulamisesta kokonaan syntynsä jälkeen. Kiviaineksen sulaminen on tapahtunut viimeistään siinä vaiheessa kun pienen planeetan kokoinen kappale törmäsi protomaapalloon ja sen seurauksen syntyi Kuu. Kuusta tiedämme sen olevan erittäin kuiva paikka ja niin on ollut myös törmäyksen jälkeinen sulassa tilassa ollut maapallo.

Aurinkokunnan historia tunnetaan pääpiirteissään. Tiedämme, että noin 200 miljoona vuoden kuluttua maapallon synnystä planeettaamme ja kaikkiin aurinkokuntamme planeettoihin kohdistui suurena asteroidipommituksena tunnettu ja noin 500 miljoona vuotta kestänyt ajanjakso, jonka kuluessa myös maapallo sai vetensä. Mistä pommituksen aikaiset vesipitoiset komeetat ja asteroidit olivat peräisin? Vaihtoehtoja on kolme: Oortin pilvestä, Kuiperin vyöstä tai pääasteroidivyöhykkeeltä.

Kuiperin vyö ja oortin pilvi. Kuva ESA.

Oortinpilven komeettojen D/H-isotooppisuhde on moninkertainen maapallon veden vastaavaan verrattuna. Näin ollen vesi ei voi olla peräisin Oortin pilvestä tulleista komeetoista. Kuiperin vyö kappaleiden D/H suhde on vielä korkeampi ja se merkitsee sitä, että Kuiperin vyön komeetat ovat syntyneet suunnilleen nykyisellä etäisyydellä Auringosta mutta Oortin pilven komeetat ovat muodostuneet Kuiperin vyön komeettaoja lähempänä nykyisellä Uranus–Neptunus-planeettojen ratojen tuntumassa. Nykyisen käsityksen mukaan Oortin pilven komeetat ovatkin sinkoutuneet nykyiselle paikalleen suurten planeettojen syntynsä jälkeisen paikan etsiskelyn aikana^[5].

Komeetta 67P:n on ajateltu syntyneen Kuiperin vyössä, mutta joutuneen Jupiterin aiheuttamien gravitaatiohäiriöiden vuoksi pois alkuperäiseltä radaltaan ja päätyneen monien ratamuutosten jälkeen lopulta noin 6,5 vuoden mittaiselle radalle Jupiterin vaikutuspiiriin. Radan kaukaisin piste (apheli) on hyvin lähellä Jupiterin rataa ja Aurinkoa lähin radan piste (periheli) on Marsin ja Maan ratojen välissä.

Mitatut D/H-suhteet. Kuva ESA.

Toistaiseksi vain yhdentoista komeetan D/H-suhde on mitattu. Näistä yllättäen Jupiterin perheen komeetan 103P/Hartley 2:n D/H-suhde on suunnilleen sama kuin maapallolla. Sen sijaan lukuisien meteoriittien, joiden alkuperä on pääasteroidivyöhykkeellä, D/H-suhteet ovat samoja kuin Maassa olevan veden. Pääasteroidivyöhykkeen kappaleiden vesipitoisuus on kuitenkin pieni, mutta se korvaantuu helposti niiden suurella lukumäärällä.

Onko tämä koko totuus maapallon veden alkuperästä? Tuskin, Rosetta jatkaa havaintojaan ja niin tehdään ympäri maapallon. Näiden kolmen (asteroidit ja komeetat) vesilähteen lisäksi maapallolla voi olla jonkin pieni määrä säilynyt alkuperäistä protoplaneetan syntyajoilta olevaa vettä. Lisäksi Auringosta tuleva aurinkotuuli koostuu suurelta osin protoneista, joten osa siitä päätyy väistämättä myös maapallolle, ja jossa siitä tulee vettä protonien yhtyessä happeen. Tosin aurinkotuuli rapauttaa samaan aikaan maapallon ilmakehää vieden mukanaan lähinnä vetyä, joten tase näiden kahden ilmiön välillä lienee kuta kuinkin tasapainossa (tai jopa hieman rapautumisen puolella). Maapallon vesi on varmasti sekoitus kaikista näistä lähteistä tulleesta vedestä ja joiden sekoitussuhteet saadaan selville tutkimuksen jatkuessa.

Huomautukset

[1] Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis (ROSINA).

[2] Vedyllä tunnetaan kolme eri isotooppimuotoa: tavallisin niistä on vety (H), jonka atomiytimessä on vain yksi protoni. Seuraavaksi yleisin isotooppi on deuterium (D), jonka ytimessä on protonin lisäksi yksi neutroni. Kolmas isotooppi on tritium (T) jossa protonin lisäksi on kaksi neutronia.

[3] Isotooppien suhde määräytyy ainepilven lämpötilasta sen tiivistyessä. Mitä korkeampi lämpötila sitä enemmän kevyempiä isotooppimuotoja ainemäärässä on edustettuna. Näin ollen korkea D/H suhde merkitsee sitä, että komeettojen vesi on syntynyt kylmemmissä olosuhteissa kuin se vei joka on päätynyt maapallolle.

[4] Maapallon veden D/H suhde on 1,56×10^-4 ja komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenko’n vastaava suhde on 5,3×10^-4.

[5] Suuret planeetat Jupiterista Neptunukseen eivät ole syntyneet nykyisillä paikoillaan, vaan ovat vaeltaneet ainakin jonkin verran. Jupiter syntyi nykyistä kauempana ja on sen jälkeen vaeltanut hieman lähemmäksi Aurinkoa. Saturnus on mitä ilmeisimmin puolestaan vaeltanut hieman kauemmaksi. Hurjimmat siirtymiset on tapahtunut Uranukselle ja Neptunukselle. Ne ovat eräiden tutkijoiden mukaan jopa vaihtaneet paikkaa keskenään.

Geminidien maksimi

Kirkas leonidi. Kuva NASA/MEO

Joulukuun pilviset säät saavat unohtamaan helposti koko muun maailmankaikkeuden. Pilven takana kuitenkin tapahtuu kaiken aikaa kuten nyt meteoriparvi geminidit, jotka kohtaavat maapallon ilmakehän parasta aikaa. Maksimi on tänään sunnuntaina (14.12.2014) kello 14 aikoihin.

 Jos ensiyönä olisi selkä sää, voisimme nähdä taivaalla kymmeniä kirkkaita ja pitkäpyrstöisiä meteorivanoja tunnin aikana. Laskennallinen ZHR voisi kohota jopa arvoon 200 (parven aktiivisuus ennätys vuonna 2011). Asiantuntijat eivät kuitenkaan ennusta aivan näin suurta arvoa, vaan ilmoittavat todennäköisimmän ZHR-arvon^[1] olevan noin 120 tietämillä. Tämäkin arvo on lähes tupla vuoden suosituimman meteoriparven, elokuussa näkyvän perseidien aktiivisuuteen verrattuna.

Parven nimi, geminidit^[2], viittaa meteorien saapumissuuntaan, sillä parven radiantti^[3] on Kaksosissa. Tähdistö kohoaa horisontin yläpuolelle alkuillasta ja on näkyvissä koko yön. Näin ollen meteorien tarkkailijat voivat käyttää havaintoihinsa koko pitkän yön. Geminidien tarkkailu onnistuu parhaiten paljain silmin mielellään mahdollisimman valosaasteettomalla alueella. Kuten aina, meteoreja näkyy missä suunnassa tahansa, mutta parveen kuuluvat näyttävät aina tulevan Kaksosten suunasta.

Satunnaisia meteoreja nähdään runsaimmin yleensä aamulla kello 6 aikoihin, sillä silloin maapallon liikesuunta avaruudessa on etelässä ja mahdollisimman korkealla horisontista (deklinaatio 0°). Mutta havaintoja ei tarvitse rajoittaa aivan aamuun, sillä sporadisia voi nähdä milloin vain pimeän aikaan ja aamuyö on hyvää aikaa havainnoille.

Geminidit aiheutuvat yllättäen 3200 Phaethon -nimisen asteroidin (kivikomeetta) jälkeensä jättämistä pölystä ja ehkä hieman karkeammasta sorasta. Parvi havaittiin ensikerran vuonna 1862, mutta silloin sitä ei juurikaan noteerattu. Maksimissaan ollessaan parvi oli aktiivisuudeltaan varsin vaatimaton. Sen jälkeen aktiivisuudessa on kuitenkin tapahtunut merkittävää kasvua.

Kasvu johtuu pölyvanan sijainnista aurinkokunnassamme. Se nimittäin sijaitsi Maan radan sisäpuolella. Jupiterin vaikutus radan periheliin on kuitenkin ollut merkittävä ja niinpä se on siirtynyt lähemmäksi Maan rataa ja tästä on ollut seurauksena aktiivisuuden kasvu, kun aina vain useammat kappaleet ovat päätyneet maapallon ilmakehään. Näinä vuosina mitä ilmeisimmin voimme nähdä parven kaikkein aktiivisimpia meteorisateita, sillä pölyvanan radan siirtyminen lopulta johtaa sen päätymiseen maapallon radan ulkopuolelle. Tämä tapahtunee kuitenkin vasta satojen vuosien kuluttua.

Tutkijat ovat pystyneet osoittamaan, että muutaman kilometrin kokoisesta 3200 Phaethon asteroidista irtoava pölyn ja soran määrä ei voi olla peräisin yhdestä kappaleesta. Niinpä he ovat päätyneet esittämään, että alkuperäinen suurempi asteroidi on törmännyt joitakin satoja vuosia sitten toiseen kappaleeseen. Törmäyksen seurauksena se on hajonnut ainakin kahdeksi tai kolmeksi nykyisin tunnetuksi asteroidiksi, joista yksi on 3200 Pahethon. Hypoteesia tukee sekin, että parveen kuuluneet meteoriitit ovat tiheydeltään noin 3000 kg/m³, joka on selkeästi suurempi kuin muut vastaavat meteoriitit.

Huomautukset

[1] ZHR on zeniittituntiluku, joka ilmaisee meteoriparven aktiivisuuden. Se on laskennallinen arvo, joka kertoo kuinka monta meteoria voisimme nähdä tunnin aikana jos kaikki meteorit tulisivat näkyviin keskitaivaalta (zeniitistä). Todellisuudessa emme kuitenkaan pysty havaitsemaan kaikkia horisontin yläpuolisia meteoreja ja ilmakehän ekstinktion (valohävikki) vuoksi mitä lähempää horisonttia teemme havaintoja, sitä kirkkaampia meteorien pitää olla nähdäksemme ne. Näin ollen yksi yksittäinen havaitsija voi olla tyytyväinen, jos hän pystyy näkemään tunnin aikana noin 25–30 % toteutuneen ZHR -arvon ilmoittamasta määrästä meteoreja. Sekin edellyttää herkeämätöntä taivaan tarkkailua.

[2]Meteoriparvet ovat yleensä nimetty sen tähdistön mukaan, jonka alueella radiantti sijaitsee.

[3] Radiantti eli säteilypiste on se taivaan alue, josta meteorit näyttäisivät tulevan jos jatkamme niiden tulosuuntaan riittävän pitkälle kohtaan, jossa kaikkien meteorien tulosuunnat risteävät. Ilmakehään tunkeutuvien meteoroidien radat ilmakehässä ovat samansuuntaisia mutta radiantti on perspektiivistä johtuva ilmiö. Kaikki tiedämme junan raiteiden olevan samansuuntaisia mutta ne kuitenkin näyttävät yhtyvän horisontissa, radiantti on tämä yhtymispiste.

Jos ja kun yleensä parveen kuuluvia meteoreja nähdään useamman vuorokauden aikana, radiantti näyttää hieman liikkuvan yleensä itään ja pohjois-eteläsuunnassa. Tämä johtuu maapallon kiertoliikkeestä Aurinkoa kiertävällä radalla. Radiantin siirtyminen on kuitenkin suhteellisen vähäistä, ellei parven esiintymisaika ole pitkä. Keskimääräinen siirtyminen on noin 1° vuorokaudessa. Deklinaation suuntainen siirtyminen on vähäisempää ja se riippuu suoraan parven radan inklinaatiosta, eli parven radan kaltevuudesta maapallon radan suhteen.

Kaikki nähdyt meteorit eivät ole peräisin samasta parvesta, sillä samaan aikaan voi olla meteoreja peräisin useammasta meteoriparvesta. Toisiin parviin kuuluvat meteorit näyttävät kuitenkin tulevan omasta radiantistaan.

Meteoriparvien lisäksi taivaalla nähdään silloin tällöin satunnaisia eli sporadisia meteoreja. Niiden alkuperä on pääasteroidivyöhykkeellä, Kuussa tai Marsissa.

Kosmologiaa selkokielellä

Kari Enqvist

Ensimmäinen sekunti – silminnäkijän kertomus

WSOY 2014

ISBN 978-951-0-40730-1

Nidottu 221 sivua.

Maallikot mieltävät kosmologian osaksi tähtitiedettä. Aivan tarkkaan ottaen se ei kuulu tähtitieteen piiriin vaan on oma tieteenlajinsa, nimeltään kosmologia. Kosmologit tutkivat maailmankaikkeuden syntyä ja erityisesti sen varhaista rakennetta. Työssään tutkija tarvitsee tietoja tähtitieteen lisäksi fysiikasta ja erityisesti alkeishiukkasfysiikasta. Niinpä ei olekaan kovin suuri ihme, että suomalainen kosmologian tutkija Kari Enqvist on peruskoulutukseltaan fyysikko.

Kosmologian tutkijana Kari Enqvist on tullut tunnetuksi maailmalla paremmin kuin kotimaassaan, mutta tieteen popularisoijana hän on jo vanha tekijä. Häneltä on ilmestynyt suomeksi ainakin yksitoista kirjaa, vaikka pari näistä käsittelee enemmän filosofiaa ja uskontoa kuin fysiikkaa ja kosmologiaa.  Näiden lisäksi Enqvist on esiintynyt monissa tv-ohjelmissa ja tunnetaanpa hänet myös mielenkiintoisten esitelmien pitäjänä.

Enqvistiä on muistettu monilla palkinnoilla niin tutkijana, popularisoijana ja tieteellisen maailmankuvan puolustajana ja edistäjänä. Tunnetuin hänen saamista palkinnoista lienee Tieto-Finlandia kirjasta Olemisen porteilla vuonna 1999.

Itse kirja Ensimmäinen sekunti paneutuu selvittämään mitä tapahtui maailmankaikkeuden ensimmäisen sekunnin aikana. Ihmisen aikakäsityksen mukaan sekunti on lyhyt aikajana, jonka kuluessa ei ehdi kovinkaan montaa asiaa tapahtua. Tämä käsitys ei kuitenkaan vastaa sitä, mitä kosmoksessa tapahtui ensimmäisen sekunnin aikana. Hieman ja vain hieman kärjistetysti voisi sanoa, että kaikki tärkeä mitä maailmankaikkeudessa on ylipäättään tapahtunut, tapahtui ensimmäisen sekunnin aikana. Kosmologisessa mittakaavassa ensimmäisen sekunti olikin aionin mittainen, jonka kuluessa maailmankaikkeudesta tuli se mikä se on nykyisin.

Maailmankaikkeuden alku on siis tuntemattoman prosessin, syyn ja sen seurauksen aikaansaama singulariteetti, joka laajeni valonnopeudella. Kun aikaa oli kulunut singulariteetin ilmaantumisesta meidän aikakäsityksen mukaan 10^-43 sekuntia (Planckin aika) käynnistyy varsinainen alkuräjähdys (Big Bang). Ajan hetkeen 10^-35 sekuntia (Hubblen aika) mennessä gravitaatio on erkaantunut perusvuorovaikutuksista samoin kuin vahva vuorovaikutus erkaantuu sähköheikosta vuorovaikutuksesta.

Maailmankaikkeuden ensimmäinen inflaatiovaihe käynnistyy ajanhetkellä 10^-35 s. Inflaation aikana maailmankaikkeus laajeni valoa nopeammin, lämpötila laski absoluuttiseen nollapisteeseen ja materia oli kvarkki-gluoniplasmaa. Inflaatio päättyi ajanhetkellä 10^-32 sekuntia, eli se kesti tuhatkertaisesti iän, jonka maailmankaikkeus ehti olla olemassa ennen inflaation käynnistymistä.  Tämä varmasti havainnollistaa edellä kerrottua, jonka mukaan ensimmäinen sekunti oli kosmisessa mittakaavassa aionin mittainen. Inflaation päätyttyä maailmankaikkeuden koko oli kasvanut noin 10²⁸-kertaiseksi inflaatiokauden alkuun verrattuna ja ihmisen mittakaavassa koko kosmos oli noin 1 metrin halkaisijaltaan.

Inflaation jälkeinen maailmankaikkeus koki vielä kaksi erityistä ja tärkeää eepokkia ennen ensimmäisen sekunnin päättymistä. Ensimmäinen näistä oli ajanjaksolla 10^-12 – 10^-6 sekuntia ja tätä kautta kutsumme kvarkkieepokiksi. Toinen eepokki on hadronieepokki ja se vallitsi 10^-6–1 sekunnin aikavälillä. Kvarkkieepokin aikana sähkömagnetismi ja heikkovuorovaikutus erkanivat toisistaan ja hadronieepokin aikana kvarkeista syntyi protonit ja neutronit.

Kirja ensimmäinen sekunti käsittelee inflaatiota, kuumaa alkuräjähdystä, Higgsin hiukkasia ja aineen syntyä, kosmista mikroaaltotaustasäteilyä, maailmankaikkeuden laajenemista ja kosmista horisonttia. Kirjan 221 sivuun on Enqvist saanut ahdettua paljon asioita ja niitä kuvaavia analogioita (vertauskuvia). Näitä vertauskuvia oli runsaasti ja ehkä ne ovat ymmärtämistä helpottavia asioita, mutta itse koin ne paikka paikoin häiritsevinä. Analogiat katkaisivat joissakin kohtaa aika pahasti ajatuksen kulun.  Tähän voisinkin hakea analogian kiireisestä maisemakonttorista, jossa työhön keskittymistä häiritsee konttorin äänet ja työntekijän puhelin. Jokaisen katkon jälkeen kestää jonkin aikaa ennen kuin työhön pääsee syventymään uudelleen.

Ensimmäinen sekunti on erittäin mielenkiintoinen kirja kaikille niille, joita kosmoksen syntyminen kiinnostaa, eikä vain syntyminen vaan myös se mitä Enqvist kertoo multiversumeista. Suosittelen kirjaa lukeville perusteellista syventymistä ja viitseliäisyyttä lukea kirja toiseen kertaan, sillä siinä on useita eri tasoja ja ne kaikki eivät välttämättä avaudu ensimmäisellä lukukerralla. Hyviä lukuhetkiä todella kiehtovan kirjan äärellä. 

New Horizons -luotain aktivoitiin

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

Pluton järjestelmää havaitseva New Horizons -luotain aktivoitiin lauantain ja sunnuntain välisenä yönä Suomen aikaa.  Australian Canberra sijaitsevalle Nasan Deep Space Network:in radioasemalle luotaimesta lähetetyllä signaalilla kului matkaan aikaa neljä tuntia ja 26 minuuttia. Luotaimen käynnistäminen oli ohjelmoitu sen tietokoneelle.

New Horizons -luotaimelta kuluu vielä yli puolivuotta Pluton ohittamiseen, se tapahtuu heinäkuun 14. päivänä ensi vuonna, jolloin sen etäisyys on 33 au.  Luotain ei kuitenkaan jää Pluton järjestelmään, vaan kiitää ohi Kuiperin vyöhön havaintoja tehden. Ensimmäiset jatkuvat havainnot Plutosta ja sen kuista tehdään kuitenkin jo tammikuun 15. päivänä.

New Horizons -luotaimen rata kohti Plutoa. Kuva Nasa.

New Horizons laukaistiin matkaan kohti aurinkokuntamme ulko-osia monien vaiheiden jälkeen tammikuun 19. päivänä vuonna 2006. Ehtipä luotaimen rakentaminen olemaan jäissä muutaman kuukauden Nasan ja Yhdysvaltain liittovaltion rahavaikeuksien vuoksi. Onneksi tutkijoiden panostus tuotti tulosta ja luotaimen rahoitus järjestyi.

New Horizons -luotaimen matkaan saattamisella oli kiire, jotta luotain saavuttaisi Pluton ennen kuin pikkuplaneetan ilmakehä mahdollisesti romahtaa. Pluton rata on erittäin soikea ja sen ollessa ratansa Aurinkoa lähimpänä olevassa osassa, sille kehittyy haihtuvista jäistä ilmakehä. 

Pluto oli perihelissä vuonna 1989 ja silloin se oli lähempänä Aurinkoa kuin Neptunus.  Lämpötila on niin alhainen, että kääpiöplaneetan siirtyessä kauemmaksi Auringosta, tutkijat arvelevat ilmakehän härmistyvän Pluton pinnalle. Ilmakehän romahtamisen odotetaan tapahtuvan viimeistään 2020-luvulla.

Luotaimen laukaisu tapahtui käytännöllisesti katsoen viime hetkellä. Syy oli se, että luotaimen piti matkallaan ohittaa Jupiter lisävauhtia antavalla linkoradalla. Lisävauhti oli puolestaan erittäin tarpeen, sillä ilman sitä luotaimen matkavauhti olisi jäänyt varsin vaatimattomaksi ja Pluton saavuttaminen ajoissa olisi ollut mahdotonta. Laukaisun aikaan Jupiterin ohittavan radan laukaisuikkuna oli jo sulkeutumassa. Laukaisu kuitenkin onnistui ja luotain ohitti Jupiterin helmikuussa 2007.

New Horizons -luotaimen tekemät säännölliset havainnot aloitetaan tammikuussa. Kolme kuukautta ennen lähiohitusta kuvat ovat jo niin tarkkoja, että ensimmäinen kartoitus voidaan tehdä. Tähän asti yksityiskohtaisimmat kuvat Plutosta on saatu Hubble avaruuskaukoputkella ja ne eivät ole kovinkaan erotuskykyisiä. Näin ollen tutkijoilla ei juuri ole minkäänlaista käsitystä millaisia pinnanmuotoja Plutolla on. (Uskaltaisin kuitenkin veikata, että ulkonäöltään pinta ei juuri poikkea ulkoplaneettojen suurien kuiden jäisistä pinnoista.)

Ohilento vie New Horizons -luotaimen Pluton ja Charonin taitse siten,
että suora näköyhteys Maahan katkeaa hetkeksi. Kuva Nasa.

Ohilennon havaintojen kannalta kiireisimmät hetket ovat tietysti silloin kun luotain on lähimmillään Plutoa. Etäisyyttä tällöin on vain noin 9 600 km ja Charoniin on matkaa vain 27 000 km. Vain puolituntia ennen lähintä ohitusta luotain ottaa tarkimmat kuvat Plutosta. Kuvissa odotetaan näkyvän noin 60 metrin kokoisia yksityiskohtia.

Ohilennon jälkeen kiireinen havaitseminen jatkuu. Tutkijoita kiinnostava ilmakehän odotetaan näkyvän erityisen hyvin vastavaloon otetuissa kuvissa. Vastavalokuvissa odotetaan näkyvän Plutoa mahdollisesti kiertävä ohut rengas (mitään varmuutta renkaan olemassa olosta ei ole).  Ohilennon rata on suunniteltu myös siten, että Pluto ja Charon peittävät Auringon ja Maan. Peittymisiä käytettään Pluton ilmakehän havainnointiin ja samalla saadaan tehtyä radiohavaintoja Maasta.

Poistuttuaan Pluton järjestelmästä New Horizons-luotain jatkaa kulkuaan Kuiperin vyöhön. Tutkijat ovat jo valmiiksi etsineet seuraavien kappaleiden ohilennot; kappaleita on kolme. Ohilennettävien kuiperoidien löytäminen ja jatkosta päättäminen tehtiin vasta kuluneen syksyn aikana, sillä sopivien kohteiden löytyminen ei ollut mikään helppo tehtävä.

Kuva: NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

Useimmat kuiperoidit ovat kooltaan ja massaltaan noin kymmenkertaisia tavallisiin komeettoihin nähden, ne eivät kuitenkaan ole kooltaan kuin prosentin Pluton kokoluokasta ja suurimmatkin niistä ovat erittäin kylmiä. Näin ollen Hubblekaan ei kovin helposti niitä pysty löytämään ja etsintään on käytetty myös suurimpia maanpinnalla olevia kaukoputkia.

Etsinnän tehokkuutta kuitenkin kuvaa se, että useita kymmeniä uusia kuiperoideja löydettiin, mutta niistä ei kovinkaan moni ollut sellaisella radalla johon New Horizons -luotaimen polttoaine riittäisi. Tutkijoita ehtikin jo huolestuttaa mahdollisuus, että yhtäkään sopivalla radalla olevaa kuiperoidia ei löytyisi. Viime syyskuussa kuitenkin oli löytynyt yksi sopiva ja kaksi mahdollisesti sopivaa kappaletta, joiden havaitsemista täytyy kuitenkin vielä jatkaa. Kaksi näistä on noin 55 km ja kolmas on noin 25 km halkaisijaltaan. Jos ne osoittautuvat parhaiksi mahdollisiksi kohteiksi, niin New Horizons tekee kappaleiden ohilennot muutaman vuoden kuluessa Pluton ohittamisesta.

Älyttömän iso kaukoputki päätettiin rakentaa

Havainnekuva tulevasta E-ELT-kaukoputkesta. Kuva ESO.

ESO–Avaruusmagasiini

Euroopan eteläisen observatorion^[1] ESO:n ylimmän hallinnollisen elimen, johtokunnan kokouksessa näytettiin ^[2] vihreää valoa Euroopan erittäin suuren E-ELT -teleskoopin rakentamiselle kahdessa vaiheessa.

Ensimmäisessä vaiheessa on annettu valtuutus noin miljardin euron käyttöön täysin toimivan teleskoopin rakentamiseksi tehokkaine havaintolaitteineen. Ensivalo odotetaan saatavan kymmenen vuoden kuluessa.

Kaukoputki mahdollistaa merkittävien tieteellisten havaintojen tekemisen eksoplaneetoista, läheisten galaksien tähtipopulaatioista ja etäisestä maailmankaikkeudesta. ESO:n kautta aikojen suurin rakennussopimus teleskoopin tähtitornista ja kantavista rakenteista solmitaan vuoden kuluessa.

E-ELT teleskoopista tulee halkaisijaltaan 39-metrinen optisen ja infrapuna-aallonpituusalueen teleskooppi, joka sijaitsee Cerro Armazonesin vuorella Chilen Atacaman autiomaassa, 20 kilometrin etäisyydellä ESO:n VLT-teleskoopista Cerro Paranal -vuorella.

"Johtokunnan tekemä päätös tarkoittaa sitä, että teleskooppi voidaan nyt rakentaa ja että E-ELT:n suurin teollinen rakennusurakka on nyt rahoitettu ja voidaan aloittaa suunnitelmien mukaan. Chilessä on jo tehty paljon töitä Armazonesin huipulla ja seuraavat vuodet tulevat olemaan hyvin jännittäviä", sanoo ESO:n pääjohtaja Tim de Zeeuw.

E-ELT -teleskoopin rakentaminen hyväksyttiin ESO:n johtokunnassa kesäkuussa 2012 sillä ehdolla, että hinnaltaan yli 2 miljoonan euron sopimuksia voitaisiin solmia vasta, kun vähintään 90 % teleskoopin kokonaiskustannuksista on rahoitettu (1 083 miljoonaa euroa vuoden 2012 hintatasolla). Teleskoopin sijaintipaikan maansiirtotöille myönnettiin poikkeuslupa. Ne alkoivat peruskiviseremonialla kesäkuussa 2014 ja etenevät vauhdilla.

Toistaiseksi 10 % projektin kokonaiskustannuksista on siirretty toiseen vaiheeseen. Puolan liittyminen ESO:on nosti E-ELT -kaukoputken vahvistetun rahoituksen yli 90 %:iin ensimmäisen vaiheen kokonaiskustannuksista, joilla saadaan aikaiseksi täysin toimiva E-ELT. Tulevalta jäsenmaalta Brasilialta odotetaan saatavan lisärahoitusta lähivuosina.

Jotta projektin aikataulu ei veny, päätti ESO:n johtokunta, että halkaisijaltaan 39 metrin teleskoopin ensimmäisen vaiheen rakentaminen voidaan aloittaa. Nyt rahoitettu projekti käsittää teleskoopin tähtitornin ja kantavien rakenteiden sopimukset, jotka ovat ESO:n historian suurimmat. Sopimukset allekirjoitetaan loppuvuodesta 2015 ja ne johtavat täysin toimivan E-ELT -teleskoopin rakentamiseen.

Teleskoopin toistaiseksi rahoittamattomat komponentit käsittävät osia adaptiivisen optiikan järjestelmästä, osan havaintolaitteiden valmistustyöstä, pääpeilin sisimmät viisi peilisegmenttien rengasta (210 segmenttiä) sekä pääpeilin segmenttien varakappaleet, joita tarvitaan jatkossa kaukoputken tehokkaamman toiminnan varmistamiseksi. Näiden komponenttien, joiden lykkääminen ei vaikuta kaukoputken kykyyn tehdä havaintoja jo ensimmäisen vaiheen lopussa, rakentaminen hyväksytään lisärahoituksen tullessa saataville, mukaan lukien tuloillaan olevalta jäsenmaalta Brasilialta odotettu rahoitus.

"Nyt hyväksytty rahoitus mahdollistaa täysin toimivan E-ELT -teleskoopin rakentamisen. Siitä tulee tällä hetkellä suunnitteilla olevista erittäin suurista teleskooppiprojekteista kaikkein tehokkain ylivoimaisilla valonkeruualalla ja havaintolaitteilla. Se mahdollistaa Maan massaisten eksoplaneettojen alustavan ominaisuuksien määrittämisen, yksittäisten tähtien havaitsemisen läheisistä galakseista ja äärimmäisen herkät kaukaisen maailmankaikkeuden havainnot" päättää Tim de Zeeuw.

Huomautukset

[1] ESO on Euroopan johtava hallitustenvälinen tähtitieteen organisaatio ja maailman tieteellisesti tuotteliain tähtitieteellinen observatorio. ESO:lla on 15 jäsenmaata: Alankomaat, Belgia, Brasilia, Espanja, Iso-Britannia, Italia, Itävalta, Portugali, Ranska, Ruotsi, Saksa, Suomi, Sveitsi, Tanska ja Tšekin tasavalta.

ESO toteuttaa kunnianhimoista ohjelmaa, joka keskittyy tehokkaiden maanpäällisten havaintovälineiden suunnitteluun, rakentamiseen ja käyttöön. Välineiden avulla tähtitieteilijät voivat tehdä merkittäviä tieteellisiä löytöjä. ESO:lla on myös johtava asema tähtitieteen tutkimuksen kansainvälisen yhteistyön edistämisessä ja organisoinnissa.

ESO:lla on Chilessä kolme ainutlaatuista huippuluokan observatoriota: La Silla, Paranal ja Chajnantor.

ESO:lla on Paranalilla Very Large Telescope (VLT), maailman kehittynein näkyvää valoa havainnoiva tähtitieteellinen observatorio, ja kaksi kartoitusteleskooppia. VISTA toimii infrapuna-alueella ja on maailman suurin kartoitusteleskooppi. VLT Survey Telescope on suurin varta vasten taivaan näkyvän valon kartoitukseen suunniteltu teleskooppi.

ESO on myös maailman suurimman tähtitieteellisen projektin, ALMA-teleskoopin eurooppalainen yhteistyökumppani.

 [2] Päätös vaati kymmenen puoltoääntä. Neljästätoista äänestä kolme on ad referendum, joka tarkoittaa sitä, että niitä pidetään alustavasti puoltoina ja ne antaneiden kolmen jäsenvaltion virkamiehet vahvistavat äänet ennen seuraavaa johtokunnan kokousta. Vahvistusten jälkeen johtokunnan päätös on yksimielinen.

Harrastajan tähtitaivas: Joulukuu 2014

Uranus ja Kuu ovat lähekkäin joulukuun 2. päivän aamuna.
Piirros Kari A. Kuure.

Talven havaintokelit perinteisesti eivät ole olleet kovinkaan hyviä, sillä usein korkeapaineenkin vallitessa, pilvisyys on kaiken kattavaa. Selkeät illat ovat harvinaisia ja lämpötila laskee nopeasti pilvipeitteen vetäytyessä. 

Koko syyskauden vallinnut tilanne, että kirkkaita planeettoja ei ole ollut horisontin yläpuolella on hiljalleen muuttumassa. Erityisesti Jupiter tulee erinomaisesti havaittavaksi talven kuluessa.

Aurinko saavuttaa eteläisimmän pisteen tähtitaivaalla 22.12. kello 1.20. Tällöin sen deklinaatio on -23° 26’ 10,2” ja Tampereen horisontin yläpuolella se näkyy vain 5 h 13 minuuttia. Korkeimmillaan se on kello 12.22 ja silloin se on vain 5° horisontin yläpuolella. Aurinko näkyy meille 32,5 kaariminuutin kokoisena sillä etäisyyttä on 147 169 970 km.

Kuu on korkeimmillaan pohjoisella taivaalla 7.12., jolloin sen deklinaatio on lähes 18°. Vastaavasti matalimmillaan se on 22.12. jolloin deklinaatio on lähes -19°. Kuun etäisyys on suurin 13.12. noin 403 700 km ja lyhin 24.12. jolloin se on vain 368 200 km etäisyydellä.

Kuun vaiheet ovat: täysikuu 6.12. kello 14.27, vähenevä puolikuu 14.12. kello 14.51, uusikuu 22.12. kello 3.36 ja kasvava puolikuu 28.12. kello 20.31.

Merkurius nousee kuukauden alussa hieman ennen auringonnousua mutta muutoin se on horisontin yläpuolella vain päivällä. Suurimman kirkkautensa (-1,1^m) planeetta saavuttaa 7.12. ja loppukuuhun mennessä se putoaa arvoon -0,7^m. Merkurius on yläkonjunktiossa 8.12.

Venus on horisontin yläpuolella vain päiväaikana. Planeetan kirkkaus on -3,8^m ja kulmahalkaisija noin 10 kaarisekuntia. Näin ollen se näkeminen läheltä horisonttia on hyvin vaikeaa eikä tehtävää helpota yleensä horisontissa oleva pilvipeite. Selkeällä säällä Venusta voi yrittää havaita päivällä, joskin sen korkeus etelämeridiaanin ylityksen (kulminaatio) aikaan on vain noin 5°.

Mars on iltataivaalla, sen meridiaanin ylitys tapahtuu hieman auringonlaskun jälkeen ja horisonttiin se painuu yli 3 tuntia Auringon jälkeen noin kello 19 aikoihin. Marsin kirkkaus ei ole suuren suuri, noin 1^m tietämillä ja kulmahalkaisijakin on vain noin 5 kaarisekuntia, joten kovin yksityiskohtaisia havaintoja edes kulminaation aikaan planeetasta ei voi tehdä. Mars on Jousimiehessä.

Jupiter on hyvin näkyvissä etenkin loppukuusta, jolloin se kohoaa horisontista illalla. Meridiaanin ylitys tapahtuu aamuyöstä, joten kunnon havainnot tehdään silloin. Planeetan kirkkaus on suuri, noin -2,2^m, koko kuukauden. Planeetan kulmahalkaisija on myös suuri, noin 41,5 kaarisekuntia, joten pilvipeitteen yksityiskohdat ovat erinomaisesti havaittavissa. Jupiter on Leijonassa.

Kuu ja Aldebaran ovat lähekkäin
Itsenäisyyspäivän aamuna.
Piirros Kari A. Kuure.

Saturnus nousee horisontista aamuhämärissä ja on etelässä vasta aamupäivän aikana. Näin ollen planeetta voi olla vaikea havaita tai edes nähdä, sillä sen kirkkaus on vaatimattomat 0,7^m ja kulmahalkaisija 15,4 kaarisekuntia. Saturnus on Vaa’assa.

Uranus on etelässä iltayön tunteina ja se laskee horisonttiin vasta aamuyöstä. Planeetan kirkkaus on 5,8^m, joten sen voi nähdä paljain silmin Kalojen tähdistöstä pimeässä paikassa.  Parhaiten sen näkyville saa jos käyttää jalustalle asennettua kiikaria ja sen paikan tietää tarkalleen. 

Joulukuun 2. päivän aamuyöstä (kello 2.20) Kuun ja Uranuksen välinen etäisyys on vain noin 0,5 astetta (Kuun eteläreunaan vain noin 15 kaariminuuttia). Kuun kirkkaus on suuri -11,2^m, joten paljain silmin Uranusta voi olla vaikeaa häikäisyn vuoksi nähdä. Kiikarilla ja kaukoputkella se onnistuu kuitenkin hyvin helposti. Jos aikaisemmin et ole Uranusta nähnyt, niin nyt se on mitä helpoimmin löydettävissä taivaalta.

Neptunus on näkyvissä iltataivaalla. Se ylittää etelämeridiaanin auringonlaskun jälkeen mutta laskee horisonttiin jo reilusti ennen puoltayötä. Neptunuksen kirkkaus on 7,9^m ja kulmahalkaisija vain 2,3 kaarisekuntia. Tästä syystä planeetasta yleensä havaitaan vain sen paikka taivaalla ja sen etsimiseen on syytä käyttää elektronisesti ohjattua goto-jalustaa. Neptunus on Vesimiehessä.

Meteoriparvista geminidit ovat aktiivisia 4.–17.12. Maksiminsa parvi saavuttaa 14.12. kello 14 aikoihin, joten sitä edeltävä ja sitä seuraava yö voisi olla parasta havaintoaikaa. ZHR=70. Parven radiantti on Kaksosissa lähellä Castoria.

Ursidit ovat aktiivisia 17.–26.12. ja maksimi on 22.12. kello 22. Radiantti on Pikku karhussa b UMi (Kochab)lähellä. Parveen kuuluvia meteoreja voi nähdä joitakin tunnin aikana.

Kolmas joulukuun meteoriparvi on coma berenicdit, johon kuuluvia meteoreja nähdään 12.–23.12. Parven maksimi on 16.12. ja silloin meteoreja voi nähdä muutaman tunnin aikana.

Komeettojen arvoitus – 67P/Churyumov–Gerasimenko

Komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenko. Kuva ESA.

Osa 2

67P/Churyumov–Gerasimenko ^[1] komeetan löysivät 11. syyskuuta vuonna 1969 Kiewin yliopiston astronomisessa observatoriossa työskennellyt Klim Ivanovych Churyumov ja löytöön johtaneen valokuvan ottanut Svetlana Ivanovna Gerasimenko (Alma-Ata astrofysikaalinen Instituutti).  Gerasimenko oli ollut tutkimassa ja valokuvaamassa komeetta Comas Solà.

Churyumov tarkasti valokuvan ja löysi komeetan kuvalaatan reunasta ja päätteli sen olevan komeetta Comas Solàn. Vasta palattuaan Kiewiin ja uudelleen tarkastelleessaan (22.10.1959) kuukautta aikaisemmin otettua valokuvaa Churyumov huomasi, että löydetty kohde ei voinut olla etsitty, sillä Comas Solàn olisi pitänyt olla 1,8° lasketusta paikasta. Näin suuri ero ei luonnollisestikaan tullut kysymykseen, joten valokuvattu kohde täytyi olla uusi komeetta.

Löydetyn komeetan 67P radan tarkastelu osoitti, että periheli oli 2,7 au etäisyydellä Auringosta ennen vuotta 1959. Helmikuussa 1959 komeetta teki Jupiterin lähiohituksen, jonka seurauksena radan periheli siirtyi nykyiseen 1,2432 au etäisyyteen Auringosta. Radan etäisin piste on 5,6829 au Auringosta ja kiertoaika on noin 6,44 vuotta. Komeetta kiertää lähellä ekliptikaa sillä radan kaltevuus (inklinaatio) on 7,0405°.

Komeetan pyöriminen itsensä ympäri on kokenut mielenkiintoisen muutoksen vuoden 2009 perihelin aikaan. Ennen sitä pyörimisaika oli 12,76 tuntia ja perihelin jälkeen pyörähdysaika oli 12,4 tuntia. Tutkijat arvelivat pyörimisen vauhdittuneen komeetasta haihtuneen vaikutuksesta.

Seuraavan kerran 67P/Churyumov–Gerasimenko on perihelissä 13. syyskuuta 2015. Sitä ennen komeetta on helmikuussa 2015 konjunktiossa^[2] Auringon kanssa, jolloin etäisyyttä Maasta on 3,3 au. Komeetta lähestyy periheliä etelätaivaalla ja 5. toukokuuta se ylittää tähtitaivaan ekvaattorin tullen paremmin nähtäväksi pohjoiselta pallonpuoliskolta. Syyskuun perihelin jälkeen se näkyy Kaksosissa ja sen odotettu kirkkaus olisi silloin noin 11^m. Komeetta vaatii siis näkyäkseen vähintään kiikarin käyttämistä havaintovälineenä.

Komeetta 67P:n etsintäkartta ensi syyskuulle.
Komeetan paikka on esitetty  perihelin aikaan
13.9.2015 kello 3. Kuva Kari A. Kuure.

Euroopan avaruusjärjestön Rosetta-luotaimen lähestyessä komeettaa, havaittiin, että se on kuin kahdesta kappaleesta koostunut, 4,1×3,2×1,3 km kokoinen kappale. Massaa sillä on noin 10¹³ kg ja keskitiheys 400 kg/m³. Pieni keskitiheys osoittaa sen olevan hyvin huokoinen tai sen sisällä on isoja onkaloita.  Suuret onkalot eivät sinällään olisi mitenkään yllättäviä, sillä komeetat voivat hyvinkin koostua löyhästi toisiinsa kiinnittyneistä pienemmistä kappaleista. Pinnan lämpötila vaihtelee 205–230 K (–68 … –43 °C) välillä.

Syyskuussa 2015 komeetta kohoaa Tampereen horisontin yläpuolelle noin kello 23 aikoihin ja on etelässä heti auringonnousun jälkeen. Näin ollen aamuyön pimeimmät tunnit ovat parasta havaintoaikaa, jolloin komeetta näkyy kello 3 noin 28° korkeudella idässä.

Huomautukset

[1] Suomenkielinen translitterointi on 67P/Tšurjumov–Gerasimenko. Englanninkielisissä teksteissä siitä voidaan käyttää myös lyhyempiä ilmaisuja kuten Chury, 67P/C-G tai comet 67P.

[2] Konjunktiossa ollessaan kohde näkyy samassa suunnassa taivasta maapallolta katsottuna.

Rosetta-emoalus jatkaa aktivoituvan komeetan havainnointia

Komeetta 67P/Churyumov-Gerasimenko. Kuva ESA.

Ilmatieteen laitos 19.11.2014 10:58

67P/Churyumov-Gerasimenko-komeetta saavuttaa kiertoratansa Aurinkoa lähimmän pisteen elokuussa 2015. Tuolloin se on lähempänä Aurinkoa kuin Mars. Komeettaan kohdistuva (Auringon) säteilyteho nousee noin kuusinkertaiseksi verrattuna tämänhetkiseen, jossa komeetta on vielä Marsin ja Jupiterin puolivälissä. Kasvava säteily höyrystää ytimen materiaalia, jolloin komeetan ympärille muodostuu ytimestä pakenevasta vedestä ja muista aineista koostuva huntu, koma. Tästä kasvaa pyrstötähden näkyvä pyrstö säteilypaineen ansiosta.

Rosetta on vasta tiedeohjelmansa alussa ja havainnoi komeetalta pakenevia kaasuja ja pölyä usealla eri mittalaitteella. Havainnoista saadaan yksityiskohtaista tietoa komeetan alkuainepitoisuuksista ja kemiallisesta koostumuksesta. Komeetan aktivoituminen sekä pyrstön muodostuminen ovat yksi keskeisiä Rosetan tutkimuskohteita.

Rosetalla useita Ilmatieteen laitoksen tutkimuslaitteita

Ilmatieteen laitos on osallistunut Rosetta-emoaluksen COSIMA-pölymittalaitteen, sekä ICA- (ionit), MIP- (plasma) ja LAP- (plasma ja elektronit) RPC-plasmamittalaitteiden rakentamiseen. Emoaluksen laitteet ovat hyvässä kunnossa ja jatkavat toimintaansa suunnitellusti. Laitoksella tutkitaan erityisesti Rosetta-emoaluksen COSIMA-mittalaitteen havaitsemia komeetan pölyhiukkasia sekä RPC-mittalaitteiden havaintoja ytimestä pakenevista kaasuista.

"COSIMA on pienoislaboratorio, jolla voidaan mitata yksittäisten pölyhiukkasten alkuainepitoisuuksia. Alkuaineiden perusteella voidaan määrittää, mitä mineraaleja komeetalta löytyy", kertoo Ilmatieteen laitoksen tutkija Riku Järvinen. COSIMA on jo kerännyt useita pölyhiukkasia ja määrittänyt mm. Boris-nimen saaneen pölyhiukkasen koostumusta. Boris sisältää COSIMAn tuottamien tulosten mukaan ainakin natriumia ja magnesiumia.

RPC-mittalaitteet havaitsevat sähköisesti varattuja hiukkasia, sekä komeetan sähkömagneettista ympäristöä eli plasmaa. Mittaukset kertovat siitä, miten komeetta vuorovaikuttaa Auringosta tulevan jatkuvan hiukkasvirran eli aurinkotuulen kanssa. RPC on havainnut komeetan lähellä värähtelevän magneettikentän, jonka aiheuttaa todennäköisesti komeetalta avaruuteen pakenevat ionisoituvat hiukkaset. Signaali on kuunneltavissa ääneksi muutettuna osoitteessa:
https://soundcloud.com/esaops/a-singing-comet

PP-mittalaite havannoi pinnan vesijääkerrosta

Ilmatieteen laitoksen Philae-laskeutujaan toimittamat SESAME/PP-mittalaite ja massamuisti toimivat hyvin laskeutumisvaiheessa ja myös rankan laskeutumisen jälkeen. PP-instrumentin mittaussarja viittaa siihen, että Philaen alla on vähintään osittain huomattava vesijääkerros. Tarkemmat yksityiskohdat ovat vielä analyysoitavana. PP:n sisarlaite SESAME/CASSE havaitsi akustisilla antureillaan, että pinnan lähellä oleva jääkerros on myös yllättävä kova.

Philae seisoo nyt alue "B":n reunassa puolivarjossa, mihin aurinko pääsee vain noin puolitoista tuntia komeetan 12,4 tuntia kestävän päivän aikana. Tämä riittää pitämään elektroniikan elossa niin, että energia riittää ottamaan radioyhteyden Rosettaan tammikuun aikana, jolloin komeetta on lähempänä Aurinkoa. Jos yhteys saadaan syntymään, havaintojen tekoa voidaan jatkaa syksyyn asti, koska nykyinen varjopaikka suojaa samalla laitteita ylikuumenemiselta Auringon lähellä.

Komeettojen arvoitus

Oortin ja Hillsin komeettapilvet aurinkokunnassa.
Kuva Wikimedia Commons.

Osa 1

Komeetat syntyivät aurinkokunnan alkuaikoina ^[1] kaukana Neptunuksen radan ulkopuolella ja muodostavat nykyisin Oortin ^[2] pilvenä tunnetun pallomaisen alueen. Oortin pilvessä on miljardeja komeettaytimiä ja kaukaisimmat niistä ovat noin yhdestä kahteen valovuoden etäisyydellä^[3] Auringosta. Näin etäällä niihin kohdistuva Auringon lämpösäteily on hyvin minimaalista ja niinpä Oortin pilven komeetat ovatkin muuttumatonta ainetta aurinkokunnan syntyajoilta.

Kaukaisimmat Oortin pilveen syntyneet komeettaytimet ovat puhtaimmillaan vain jäistä muodostuneita kappaleita. Jäänä esiintyviä aineita vesijään (H₂O) lisäksi ovat hiilimonoksidi (CO), hiilidioksidi (CO₂), metaani (CH₄), cyaani(CN), cyaanivety (HCN), ammoniakki(NH₃), ammonium (NH₄⁺), formadehydi (H₂CO) sekä hyvin pieniä määri orgaanisia yhdisteitä (etaani, etanoli, glysiini (amonohappo) yms.).  

Lähempänä Aurinkoa syntyneisiin komeettaytimiin on sekoittunut enemmän tai vähemmän erilaisia mineraaleja. Yleisimmät mineraalit ovat muodostuneet piistä (Si), hapesta (O), raudasta (Fe) ja muista rautaryhmän alkuaineista. Mineraalit ovat muodostaneet pölyä tai jopa pieni kiviä.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa tullaan, sitä enemmän komeettojen materiasta on pölyä ja kiveä. Niinpä Oortin pilven sisäreunan komeetoista kiviainesta saattaa olla niin paljon, että niiden erottaminen varsinaisista asteroideista voi olla vaikeaa. Havaintojen mukaan joukolla asteroideja on komeettamaisia piirteitä ja joukolla komeetoilla on joitakin asteroideille tyypillisiä ominaisuuksia. Näin ollen mitään rajaa komeettojen ja asteroidien välille on vaikea vetää.

Komeettojen radat Oortin ja Hillsin pilvissä eivät ole stabiileja vaan muuttuvat ajan kuluessa. Syitä muutoksiin on useita, mutta merkittävimmät syyt ovat lähitähtien ohitus ja komeettojen keskinäiset gravitaatiohäiriöt. Häiriöt muuttavat vähäisessä määrin kappaleiden ratoja ja muutosten seurauksena vuosittain muutamia kymmeniä komeettoja suuntaa kulkunsa aurinkokunnan sisäosia kohti.

Lähestyessään aurinkokunnan sisäosia, komeetoissa tapahtuu perustavaa laatua olevia muutoksia. Lisääntynyt uv-valo saa aikaan kemiallisten reaktioiden sarjan, jonka seurauksena komeettojen pinnalle syntyy orgaanisten^[4] yhdisteiden kerrostumia. Kemiallisten yhdisteiden muodostumista tapahtuu merkittävästi jo Hills’in pilvessä. Tämän seurauksena komeettojen valoa heijastava ominaisuus vähenee, toisin sanoen ytimet tummuvat ja tummeneminen on sitä nopeampaa mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetat tulevat.

Komeetan rakenne. Kuva Wikimedia Commons.

Komeetta aurinkokunnan sisäosassa

Jos aurinkokunnan sisäosia lähestyvän komeetan radan periheli on riittävän lähellä Aurinkoa, niin noin Jupiterin radan tienoilla komeetalle syntyy ensin koma^[5] ja myöhemmin pyrstö. Ne muodostuvat lämmön vaikutuksesta tapahtuvasta sublimaatiosta helposti haihtuvista jäistä. Toisin sanoen, komeetasta haihtuu vettä ja muita kaasuja. Vapautuva vesi- ja kaasumäärä on sitä suurempaa mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetta etenee.

Kaasupyrstössä tapahtuu uv-valon vaikutuksesta yhdisteiden (veden) hajoamista ja ionisoitumista. Ionisoitunut kaasu aiheuttaa liikkeillään ja määrän vaihteluillaan komeetalle indusoituneet magneettikentän, johon puolestaan aurinkotuulen varautuneet hiukkaset (elektronit ja protonit) saavat aikaan oman vaikutuksensa. Näin ollen komeetan ympärille syntyy oma lähiavaruuden avaruussää, jota vasta viime vuosina on pystytty tutkimaan.

Haihtuvien kaasujen vapautuminen irrottaa komeetan kuorikerroksesta myös pölyjä. Pöly muodostaa komeetalle toisen pyrstön, jonka suunta poikkeaa kaasupyrstön suunnasta. Syy tähän on valonpaine, jonka vaikutus on voimakkaampaa pölyhiukkasiin kuin kaasuihin. Pölypyrstö suuntautuu kutakuinkin aina Auringosta poispäin riippumatta komeetan liikesuunnasta. Pölypyrstö näkyy heijastamalla auringonvaloa, kun taas kaasupyrstö emittoi valoa, joka syntyy elektronien rekombinaatiosta atomiytimien orbitaaleille.

Komeetan lähestyessä Aurinkoa, sen tulevaisuus riippuu perihelipisteen etäisyydestä. Jos komeetat ovat Aurinkoa hipovilla radoilla, ne voivat tuhoutua voimakkaasta haihtumisesta ja ytimen heikosta rakenteesta johtuen. Hieman kauempana, tai jos komeetta on riittävän isokokoinen, hajoaminen voi olla vain pirstoutumista pienemmiksi komeettaytimiksi, jotka jatkavat samalla radalla. Näin syntyy komeettaperheitä, joiden radat muistuttavat toisiaan. Tunnetuin auringonhipoja-komeettaperhe on Kreutzin ryhmä johon on kuulunut useita kymmeniä komeettoja. Kreutzin ryhmä ei kuitenkaan ole ainoa auringonhipojien ryhmä vaan nykyisin tunnetaan jo muitakin.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) ei
kestänyt periheliohitusta vaan
pirstoutui kokonaisuudessaan.
Kuva Nasa/Soho.

Pirstoutumista voi tapahtua muustakin syystä kuin haihtumisen heikentämien rakenteiden pettämisenä. Periheliohituksen aikana komeetan sisään voi kertyä nestemäistä vettä ja kaasuja sisältämiä taskuja. Paine näissä taskuissa voi ylittää kiinteän aineen koheesio- ja adheesiovoimista johtuvan lujuuden, jonka seurauksena komeetassa tapahtuu purkaus. Purkaus voi olla niin raju, että itse komeettaydin pirstoutuu.

Silloin tällöin käy niin, että alun perin hyperbolisella radalla aurinkokunnan sisäosia lähestyvä komeetta joutuu Jupiterin gravitaation vaikutuspiiriin. Tämän seurauksena komeetan rata muuttuu tavalla tai toisella. Usein rata muuttuu lyhytkestoisemmaksi (kiertoaika alle 200 vuotta), jolloin niistä puhutaan Jupiterin komeettaperheenä^[6]. Ratamuutos voi tietysti aiheutua myös muiden planeettojen lähiohituksesta. Tunnetuin lyhytkestoisista komeetoista on Halleyn-komeetta, jonka kiertoaika on 76 vuotta. Halleyn komeetan alkuperänä pidetään kuitenkin Oortin pilveä.

Lyhytkestoisella radalla olevat komeetat joutuvat säännöllisesti alttiiksi voimistuneelle lämpösäteilylle. Tämän seurauksena komeetat menettävät vettä ja muita haihtuvia kaasuja suhteellisen nopeasti. Tutkijat arvioivatkin, että yksi yksittäinen komeetta tekee korkeintaan noin 1 000 kierrosta Auringon ympäri ennen täydellistä haihtumistaan.  Yhden periheliohituksen aikana komeetan säde pienenee noin 1–2 metrillä riippuen perihelietäisyydestä.

Paluu

Alkuperäisellä radalla tai radalla, jossa tapahtuneet muutokset ovat olleet vähäisempiä, komeetta palaa takaisin Oortin pilveen. Jos paluurata on hyperpeli, komeetta poistuu Auringon vaikutuspiiristä tähtienväliseen avaruuteen. Jos paluurata on paraabeli tai ellipsi, komeetta pysyttelee aurinkokunnassa, mutta palaa aurinkokunnan sisäosiin vasta tuhansien tai jopa kymmenientuhansien vuosien kuluttua.

Huomautukset

[1] Kaikki Aurinkoa kiertävien kappaleiden ajatellaan syntyneen protoaurinkoa kiertäneestä protoplanetaarisesta kiekosta tiivistymällä. Protoplanetaarisen kiekon lämpötila oli korkeampi lähellä protoaurinkoa ja viileni sitä mukaa mitä kauemmas vielä voimakkaasti kehittyvästä Auringosta siirryttiin.

Lämpötilajakauma jaotteli protoplanetaarisen kiekon ainesisällön siten, että korkeammassa lämpötilassa tiivistyvät aineet (mineraalit) kiteytyivät kiinteään olomuotoon lähempänä Aurinkoa kuin matalammassa lämpötilassa tiivistyvät (vesi, hiilidioksidi, häkä, metaani jne.) Tästä syystä kivestä muodostuneet planeetat ovat lähempänä Aurinkoa kuin runsaasti kevyitä alkuaineita sisältävät jättiplaneetat.

Komeetat, jotka muodostuivat suurimmaksi osaksi useiden eri aineiden muodostamista jäistä, syntyivät hyvin kaukana Auringosta. Komeettaytimien ajatellaan kuitenkin tiivistyneen nykyistä sijaintia paljon lähempänä mutta sinkoutuneet aurinkokunnan ulkorajalle suurten planeettojen (Jupiter, Saturnus, mahdollisesti Uranus ja Neptunus) aiheuttamista gravitaatiohäiriöistä johtuen.

Tähtitieteilijä Harold F. Levison (Southwets Research Institute, Boulder, CO) ehdotti vuonna 2010, että Oortin pilveen olisi tullut myös kaapatuksi merkittävästi tähtien välisessä avaruudessa ajelehtineita komeettaytimiä.

[2] Komeettapilven ajatuksen julkaisi vuonna 1950 alankomaalainen tähtitieteilijä Jan Oort (28.4.1900–5.11.1992). Komeettapilveä alettiin kutsua ajatuksen esittäjän mukaisesti Oortin pilveksi. Suoranaisia havaintoja ei pilvestä ole tehty, mutta sen olemassa olo on osoitettu välillisesti komeettojen ratoja tutkimalla. Aivan tuoreimmat tutkimukset tähtiä ympäröivista materiasta osoittavat Oortin pilven kaltaisten rakenteiden olemassa olon.

Oort itse päätteli pilven olemassa olon siten, että hän huomasi pitkäkestoisten komeettojen ratojen aphelin olevan useimmiten lähellä 20 000 au. Nykyisin pilven olemassa olo on tutkijoiden yleisesti hyväksymä.

Lähes Oortin pilven kaltaisen ajatuksen esitti jo vuonna 1932 eestiläinen Ernst Öpik 10.10.1893–10.9.1985), joka päätteli komeettojen muodostavan jonkinlaisen pilven Pluton radan ulkopuolelle. Tästä syystä joskus käytetään komeettapilvestä nimitystä Öpik-Oortin pilvi.

Oortin pilvien katsotaan jakaantuvan kahteen osaan: pallon muotoiseen ulko-osaan ja munkkirinkilän muotoiseen sisäosaan. Sisäosa sijaitsee 2 000–20 000 au etäisyydellä Auringosta.  Sisäosan pilvi tunnetaan myös Hillsin pilvenä löytäjänsä J.G. Hills’n mukaan vuonna 1981 julkaistuun tutkimukseen perustuen. Hillsin pilven komeettojen lukumäärä on paljon runsaampi (~10×) kuin ulko-osan ja ne ovat luonnollisesti voimakkaammin Auringon gravitaation vaikutuspiirissä.

[3] Etäisyysarviot vaihtelevat eri lähteissä. Yleisesti arvioidaan Oortin pilven ulkoreunan sijaitsevan noin 50 000 au (noin 0,8 valovuotta) etäisyydellä Auringosta, mutta toiset tutkijat arvioivat sen olevan kaksin (1,6 ly) tai jopa nelinkertaisella (>3 ly) etäisyydellä.

[4] Orgaaniset yhdisteet ovat hiiliyhdisteitä ja niiden syntymistapa on epäorgaaninen, siis puhtaasti kemiallinen prosessi. Orgaanisten yhdisteiden olemassa olo ei siis merkitse sitä, että komeetoissa (tai missään muuallakaan vastaavissa olosuhteissa) niitä synnyttäisivät elävät organismit.

Komeetta 17P/Holmesin koma oli suurempi
kuin Aurinko. Kuva  Kari A. Kuure.

[5] Koma on komeettaytimen ympärille kehittyvät harvasta kaasusta ja pölystä muodostunut ”ilmakehä”. Koman koko voi olla satojatuhansia kilometrejä tai jopa yli miljoona kilometriä halkaisijaltaan. Näin suuria komia oli esimerkiksi vuoden 1811 Suurella komeetalla ja 17P/Holmesilla vuonna 2007.

Koman muoto määräytyy ainemäärän ja tiheyden lisäksi siihen kohdistuvan auringonvalon säteilypaineen ja aurinkotuulen kohdistamasta dynaamisesta paineesta. Paineen ylittäessä gravitaatiovoiman koma venyy pyrstöksi. Pyrstö muodostuu komeetan lähestyessä Aurinkoa noin 1,5 au etäisyydelle.

[6] Kaikki lyhytkestoiset komeetat eivät ole Jupiterin ratoja muuttavan gravitaation vaikutuksen vuoksi päätyneet radalleen, vaan joukossa on kappaleita, jotka ovat alun perin syntyneet tai joutuneet alle 50 au etäisyydelle ulottuvaan Kuiperin vyöhön. Lyhytkestoisten komeettojen radat ovat Oortin pilvestä peräisin olevien komeettojen ratoja stabiileimmilla radoilla ja tästä syystä useimmat niistä ovat myös syntyneet vyössä.

Akun loppuminen vaivutti Philaen horrokseen

Kuva ESA.

Ilmatieteenlaitos 15.11.2014 9.17

Uusimpien tietojen mukaan Rosettan laskeutujan toiminta on toistaiseksi päättynyt ja Philae on vaipunut horrostilaan.

Uusimpien tietojen mukaan Rosettan laskeutumisaluksen akku on tyhjentynyt, eivätkä aurinkokennot ole saaneet tarpeeksi valoa. Laskeutujan toiminta on toistaiseksi päättynyt ja Philae on vaipunut horrostilaan.

Philae on toiminut tähän asti hyvin ja lähettänyt havaintoja, jotka on saatu turvallisesti maahan. Viimeisenä mittauksena se ehti porata komeetan pintaa. Philaeen katkesi yhteys viime yönä kesken radiosignaaliyhteyden.Tämä tarkoittaa, että Philae on nyt siirtynyt lepotilaan. Jos aurinkopaneelit tuottavat enemmän sähköä myöhemmin, kun komeetta on tullut lähemmäs Aurinkoa, on mahdollista, että laskeutujaan saadaan vielä uudelleen yhteys.

Philae pompahteli laskeutumisen jälkeen kuitenkin arvioiden mukaan noin kilometrin päähän alkuperäisestä laskeutumispaikasta ja päätyi jonkinlaiseen kuoppaan tai harjanteen juurelle. Sijainnin takia Philae jäi niin varjoisaan paikkaan, että auringon valo ei riittänyt akkujen lataamiseen.

Rosetta jatkaa komeetan tutkimista

Philae on nyt vaiennut, mutta Rosetta-luotain kiertää edelleen komeettaa ja jatkaa sen tutkimista. Se mm. kartoittaa komeetan pintaa ja analysoi siitä irtoavaa kaasua ja pölyä. Myös Philaeta yritetään edelleen löytää Rosetan ottamista kuvista.

Rosetan toiminnan on tarkoitus jatkua ainakin vuoden 2015 loppuun. Sinä aikana luotain seuraa, miten lisääntyvä lämpö saa Aurinkoa lähestyvän komeetan aktiivisuuden lisääntymään, ja miten 67P/Churyumov-Gerasimenko kasvattaa itselleen pyrstön. Ilmatieteen laitos on osallistunut neljän Rosettaan sijoitetun mittalaitteen rakentamiseen. Niistä yksi tutkii komeetan ympäristön pölyä ja kolme plasman eli sähköä johtavan kaasun ominaisuuksia.

Philae sammunee pian valon puutteen takia

67P/Churyumov-Gerasimenko -komeetta on kaksiosainen.
Kuva ESA.

Ilmatieteenlaitos 14.11.2014 9:50 ja 16.20

Rosettan laskeutumisalus pomppasi laskeutumisen jälkeen kahdesti ja päätyi varjoiseen koloon. Tämä vähentää aurinkopaneeleista saatavaa tehoa.

Philae on toiminut tähän asti hyvin ja lähettänyt runsaasti havaintoja, jotka on saatu turvallisesti maahan. Philae pomppi laskeutumisen jälkeen kuitenkin arvioiden mukaan noin kilometrin päähän alkuperäisestä laskeutumispaikasta ja on päätynyt jonkinlaiseen kuoppaan tai jyrkänteen juurelle. Sijaintia komeetalla ei ole vielä onnistuttu paikallistamaan Rosetta-luotaimen kuvista.

Philae päätyi niin varjoisaan paikkaan, että sen aurinkopaneelien saama valo ei riitä toiminnan jatkamiseen ja akut ehtynevät vuorokauden kuluessa. Jos laskeutujaan saadaan yhteys vielä perjantain ja lauantain välisenä yönä, sitä yritetään kääntää niin, että aurinkopaneeleista suurin kääntyisi suuntaan, josta valoa tulee. Tämäkään ei riittäne pitämään laskeutujaa toiminnassa, koska se saa valoa vain parin tunnin ajan komeetan 12-tuntisen pyörähdyksen aikana.

Kun Philaen akuista loppuu virta, se asettuu automaattisesti lepotilaan odottamaan, että aurinkopaneelit tuottaisivat riittävästi sähköä akkujen lämmittämiseen ja lataamiseen. Kun komeetta tulee lähemmäs Aurinkoa, aurinkopaneelien teho kasvaa, ja on vielä mahdollista, että laskeutujaan saadaan uudelleen yhteys myöhemmin.

Viimeiseksi vielä porataan

Uusimpien tietojen mukaan Philae on asettunut komeetan pinnalle tyydyttävän tukevasti. Useimmat mittalaitteet ovat jo saaneet tilaisuuden tehdä mittauksiaan. Perjantai-iltana Philae yrittää vielä kairata pienen näytteen pinnan alta ja analysoida sen minilaboratoriossaan. Poraamisyritys jätettiin viimeiseksi, koska riskinä on, että se voi liikauttaa laskeutujaa epätoivotulla tavalla.

Pora toimii, mutta koska komeetan pinta laskeutujan alla ei ole tasainen, sillä on aika pitkä matka komeettaperään. Jos Rosetta vielä yöllä saa yhteyden Philaeen, saamme toivottavasti tietää, onnistuiko se ottamaan näytteen, kertoi ESA juuri tiedotustilaisuudessaan.

Ilmatieteen laitoksen mittalaite toimii edelleen hyvin

Ensimmäisenä komeetan pinnalle tömähti Ilmatieteen laitoksen valmistama mittalaite, joka mittaa komeetan vesipitoisuutta. Suurin osa Philaen mittalaitteista on voinut tehdä työnsä suunnitelmien mukaan laskeutumisessa sattuneista yllätyksistä huolimatta.  Myös muut tutkimukset ovat jatkuneet suunnitelmien mukaan: MUPUS on tehnyt havaintoja lämmönjohtavuudesta ja  APXS materiaalianalyysejä sekä SESAME /CASSE on tutkinut mekaanisia ominaisuuksia.

Jo ennen Philaen laskeutumisyritystä Rosetta on tuottanut suuret määrät ainutkertaista tietoa komeetoista. Pelkkä saapuminen komeetan kiertoradalle oli ensimmäinen laatuaan avaruuslentojen historiassa. Tuloksien perusteella saadaan enemmän tietoa siitä, kuinka paljon komeetan pintakerroksessa on vesijäätä eri syvyyksissä, kuinka komeetan pyrstö syntyy, ja millaista on komeetan vuorovaikutus aurinkotuulen kanssa. Niiden tietojen avulla on mahdollista ymmärtää paremmin komeettojen kehitystä menneisyydessä ja käyttäytymistä, jos jokin komeetta tulisi törmäyskurssille Maan kanssa.