Talvipäivänseisauksena 2024

Tänään (21.12.2024) kello 11.21 on talvipäivänseisaus. Se tarkoittaa sitä, että Auringon näennäinen liike tähtitaivaalla on saavuttanut eteläisimmän pisteensä, noin -23° 26’ 27” taivaan ekvaattorin eteläpuolella. Tampereella auringonnousu tapahtuu kello 9.42.38 ja lasku kello 15.03.37. Päivän pituus^[1] on siis 5 tuntia 20minuuttia 59 sekuntia. Tänään Maan ja Auringon välinen etäisyys on147,2 miljoonaa km (0,983728 au tai 8,18 valominuuttia) ja me näemme Auringon 32,3 kaariminuutin kokoisena.

Keskipäivällä, kello 12.23.08 Aurinko on vain noin 5° 13’ 11,4” korkeudella. Korvatunturilla (68° 04′ 25″N, 029° 18′ 55″E), joka sijaitsee Savukosken kunnassa ja on Suomen ja Venäjän rajavyöhykkeellä, Aurinko ei nouse lainkaan. Siellä vallitsee kaamos samoin kuin Sodankylässä ja sen pohjoispuolella Lapissa. Hieman etelämpänä aina napapiirille asti, Aurinko kyllä nousee ja laskee, mutta on korkeimmillaankin vain osittain näkyvissä.

Palataan Tampereelle ja muutama vuorokausia eteenpäin. Jouluaattona (24.12.2024) virallinen kellonaika ja aurinkokellon aika ovat samat. Tällöin Aurinko on etelässä kello 12.24. Jos siis pihallasi on aurinkokello, tänä päivänä on sen näyttämä helposti asetettavissa oikeaksi, jos sattuu olemaan selkeä päivä.

Tapaninpäivänä (26.12.2024) on myöhäisin auringonnousu. Tampereella se tapahtuu 9.43.50 ja lasku on kello 15.07.30. Voisi kuvitella tämäkin pitäisi tapahtua talvipäivän seisauksen aikaan, mutta johtuen päivätasauksesta (siis virallisen ajan ja aurinkoajan välisestä erosta) näillä tapahtumilla on muutaman vuorokauden ero. Päivän pituus on 5 h 23 min 40 sekuntia. Vanha sanonta kertoo päivän olevan kukonaskeleen verran pitempi kuin talvipäivänseisauksena. Tästä saamme siis laskettua kukonaskeleen pituuden, joka on tänä vuonna 2 minuuttia 41 sekuntia. Kukonaskeleen pituus vaihtelee hieman vuosittain mutta keskimäärin kahden ja kolmen minuutin välillä.

 

Viitteet

[1] Päivän pituudella tässä artikkelissa ymmärretään aikaa auringonnousun ja auringonlaskun välillä

 

Auringon kaltaiset tähdet tuottavat superflarepurkauksen kerran vuosisadassa

Aurinko ja muut sitä muistuttavat tähdet tuottavat silloin tällöin erittäin voimakkaita flarepurkauksia. Voimakkain milloinkaan suoraan havaittu purkaus tunnetaan Carringtonin tapahtumana syyskuussa 1859. Puiden vuosirenkaista ja jäätikköjen syväkairauksista kerätyt näytteet kuitenkin osoittavat, että Carringtonin tapahtuma ei suikaan ole voimakkain Auringossa tapahtunut purkaus, vaan paljon voimakkaimpiakin on tapahtunut. Miyake tapahtuma vuodelta 774 on ollut viimeisin tällainen Carrintonin tapahtuman ylittänyt purkaus. 

Marraskuun 4. vuonna 2003 tapahtui erittäin voimakas flarepurkaus. Purkauksen voimakkuudeksi arvioitiin X40+, sillä tarkkoja mittaustuloksia ei saatu instrumenttien mittausalueiden ylittymisen vuoksi. Suurimmilta vaurioilta vältyttiin, sillä purkaus tapahtui jonkin verran Auringon nälyvän kiekon reunan takana. Jos purkaus olisi tpahtunut muutamaan vuorokautta aikaisemmin, niin vauriot olisivat voineet olla aivan toista luokkaa. Kuva NASA/SDO.

 

Jotkut tutkijat pitävät myös maaliskuun 10. ja 12. päivinä vuonna 1989 tapahtuneita CME pilven törmäyksiä ja siitä aiheutunutta geomagneettista myrskyä 13.3.1989 todella merkittävänä tapahtumana, joskin sen vakavimmat seuraukset rajoittuivat lähinnä Kanadaan Quebecin ympäristöön. CME-pilvet olivat seurausta maalikuun 6. päivänä tapahtuneesta flarepurkauksesta, jonka voimakkuudeksi mitattiin X15. 

Myrskyn seurauksena Quebecin alueen sähköverkko vaurioitui ja sähkönjakelu keskeytyi usean voimalaitoksen irrottauduttua verkosta.  Sähkökatko kesti yhdeksästä tunnista muutamaan vuorokauteen riippuen jakeluverkon tilanteesta ja paikallisten vaurioiden korjausten edistymisestä. 

Vaikka geomagneettinen myrsky aiheuttikin tämän sähkökatkoksen, niin aivan yksinomainen tekijä se ei ollut. Paikallisista geologisista olosuhteista johtuen Quebecin alueen korkeajänniteverkko oli ja on erittäin herkkä tämänlaiselle häiriölle ja pienempiä sähkönjakelun keskeytyksiä vaurioista johtuen oli tapahtunut aikaisemminkin ja myös sen jälkeen.

Ennen Carringtonin ja vuoden 774 tapahtumia 15 000 vuoden aikana on tapahtunut ainakin yhdeksän niihin verrattavaa geomagneettista myrskyä. Tutkijat ovatkin arvioinet, että vastavia tai voimakkaimpia flarepurkauksia tai purkausarjoja ja niihin liittyviä magneettisia myrskyjä tapahtuukin kerran vuosituhannessa. Onko purkauksien todennäköisyys oikea, onkin se suuri kysymys?

Nykyinen riippuvuutemme teknologisista laitteista, satelliiteista, sähkönjakelusta ja tiedonsiirrosta tekee elämäntapamme erittäin haavoittuvaksi. Uhkakuva on todellinen, sillä Auringossakin voi tapahtua Carringtonin tapahtumaa satakertaisesti voimakkaampia flarepurkauksia milloin vain ja jopa kerran vuosisadassa. Tällaiseen tulokseen^[1] on tullut Max Plankin Instituutissa työskentelevä Valeriy Vasilyev ja hänen johtamansa tutkimusryhmä.

Tutkijat havaitsivat 56 400 Auringonkaltaisia tähteä Kepler observatorion kokoamasta aineistosta. He löysivät lähes 3 000 superflarepurkausta noin 2 500 tähdeltä. Superflarepurkaukseksi he määrittelivät flarepurkaukset, joista vapautui energiaa 10²⁷ – 10²⁸J. Vapautunut energiamäärä oli suunnilleen satakertainen Carringtonin tapahtuman aiheutuneisiin flarepurkauksiin^[2] nähden.

Tutkimuksen tuottama voimakkaiden flarepurkausten taajuus yllätti tutkijat. Aikaisemmin oli ajateltu, että näin voimakkaat superflaret ovat todella harvinaisia Auringon kaltaisilla tähdillä. Niiden frekvenssiksi arvioitiin kerran tuhannessa vuodessa tai jopa harvemmin. Nyt Vasilyev ja muut tutkijat päättelivät tutkimuksensa perusteella, että Auringossa tällainen superflare voi siis esiintyä kerran sadassa vuodessa. Jos tutkimustulos on edes osittain oikea, niin jostakin syystä Aurinko on jättänyt purkautumatta jo kymmenkunta kertaa sitten vuoden 774. Carringtonin tapahtuma oli sen veran pieni, että sitä tuskin voidaan laskea tähän superflarepurkausten kategoriaan.

Superflaren muodostama uhka muuttuu vielä vakavammaksi, jos ajattelemme, että Auringossa purkautumatta jäänyt magneettinen energia on varastoitunut jonnekin. Emme tunne vielä Auringon magneettisia ominaisuuksia riittävän hyvin, että voisimme poissulkea tämän mahdollisuuden. Ainoa asia, josta voimme olla täysin varmoja on se, että joskus tulevaisuudessa tulee tapahtumaan uusi superflarepurkaus, jonka voimakkuus ylittää merkittävästi Carringtonin tapahtumasarjassa vapautuneen energiamäärän. Millaiset suraukset sillä on, riippuu paljolti siitä, miten olemme varautuneet tällaisen purkaukseen. Jos purkaus tapahtuisi tänään, paluu 1800-luvulle olisi välitön seuraus ja toipuminen siitä kestäisi vähintään pari vuosikymmentä, ehkä pitempäänkin.

Lisätiedot

[1] Valeriy Vasilyev & al. Sun-like stars produce superflares roughly once per century, Science 12 Dec 2024 Vol 386, Issue 6727 pp. 1301-1305 DOI: 10.1126/science.adl5441 . Maksumuuri!

[2] Carringtonin tapahtuman aiheuttanut flarepurkaus vapautti energiaa arviolta noin 5 × 10²⁵ J.

 

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.