3I/ATLAS – Pitkämatkainen kulkija

KAK – Kolmas tunnettu tähtienvälinen kappale, 3I/ATLAS, on nyt saanut perusteellisen ratalaskennan ja dynaamisen analyysin. Uusi tutkimus ^[1] käy läpi sen liikeradan miljoonien vuosien taaksepäin Galaksin potentiaalissa ja tutkii, onko sen menneisyydestä löydettävissä tähtiä, jotka olisivat joskus vaikuttaneet sen kulkuun.

Syväkuva tähtienvälisestä komeetasta 3I/ATLAS, joka on otettu Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) -observatoriolla Gemini Southissa Cerro Pachónissa Chilessä. Kuvassa näkyy komeetan laaja koma - kaasu- ja pölypilvi, joka muodostuu komeetan jäisen ytimen ympärille sen lähestyessä Aurinkoa. Pyrstö, joka ulottuu noin 1/120 asteen päähän taivaalla on suuntautunut poispäin Auringosta.

Valotukset seurasivat komeettaa sen kulkiessa taivaan poikki, ja lopullinen kuva on koostettu siten, että tähdet pysähtyivät paikalleen havainnon aikana. Kuvassa näkyy myös kaksi pientä värillistä jälkeä, jotka ovat peräisin toisistaan riippumattomista asteroideista, joiden liike poikkeaa komeetan liikkeestä.

Kuva: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/Shadow the Scientist
Image Processing: J. Miller & M. Rodriguez (International Gemini Observatory/NSF NOIRLab), T.A. Rector (University of Alaska Anchorage/NSF NOIRLab), M. Zamani (NSF NOIRLab). 

Tutkimus käytti Gaia DR3 -luettelon tietoja yli kolmen ja puolen miljoonan tähden tarkoista paikkoista ja nopeuksista. 3I/ATLAS:n rata määritettiin taaksepäin 10 miljoonan vuoden ajalle, käyttäen yksityiskohtaista mallia Galaksin gravitaatiopotentiaalista.

Laskelmissa etsittiin tilanteita, joissa komeetta ja tähti kulkevat alle kahden parsekin etäisyydeltä toisistaan. Raja määriteltiin siten, että ohitettu tähti voisi muuttaa komeetan rataa havaittavasti. Monte Carlo -simulaatiot huomioivat sekä komeetan että tähtien astrometriset epävarmuudet, jotta löydettäisiin vain aidosti todennäköiset kohtaamiset.

Lopputulos oli yllättävän yksiselitteinen. Tutkijat löysivät 93 mahdollisesti läheistä kohtaamista, mutta mikään niistä ei ollut dynaamisesti merkittävä. Merkittävin kohtaaminen oli tähden Gaia DR3 6863591389529611264 ohitus noin 0,30 parsekin (noin 1 valovuosi) etäisyydeltä, suhteellisnopeuden ollessa 35 km/s. Tällainen ohitus aiheutti komeetan nopeuteen hyvin pienen ^[2] muutoksen – täysin merkityksetön Galaktisessa mittakaavassa. Radan suunta muuttui vain aavistuksen verran ^[3].

 

Galaktinen kulkija ohuessa levyssä

Kun komeetan liike asetettiin Galaktiseen viitekehykseen, sen ominaisuudet vastasivat hyvin ohuen levyn ^[4] tähtipopulaatiota. Sen pystyliike pysyy |Z| < 0,42 kpc rajoissa, ja kokonaisnopeus Aurinkoon nähden on noin 55 km/s – tyypillinen arvo ohueen levyyn kuuluville tähdille.

Tilastollisesti sen todennäköisyys kuulua tähän ryhmään on noin 20-kertainen paksuun levyyn verrattuna. Tämä tarkoittaa, että 3I/ATLAS on todennäköisimmin peräisin tavallisesta, melko nuoresta tähtijärjestelmästä Galaksin ohuessa kiekossa.

Dynaamisen “iän” perusteella sen matkanteko on kuitenkin voinut kestää useita miljardeja vuosia. On mahdollista, että se on sinkoutunut ulos alkuperäisestä järjestelmästään planeettadynamiikan seurauksena jo varhain, ja on sen jälkeen kulkenut hiljaisesti tähtienvälisessä avaruudessa ennen saapumistaan Aurinkokuntaan.

Tutkimuksen johtopäätös on ehkä antikliimaksinen, mutta samalla hyvin informatiivinen: 3I/ATLAS:n rata on säilynyt lähes häiriöttömänä vähintään 10 miljoonan vuoden ajan.

Yksikään tunnettu tähti ei ole tullut lähelle sitä, eikä sen liikerataa voida yhdistää mihinkään nykyisin havaittavaan tähtijärjestelmään. Tämä tekee sen alkuperästä tuntemattoman. Samalla tutkimustulos vahvistaa käsitystä siitä, että tähtienväliset kappaleet todella liikkuvat Galaksissa vapaasti ja lähes häiriöttömästi.

 

Lähde ja viitteet

[1] “3I/ATLAS: In Search of the Witnesses to Its Voyage” (Perez-Couto et al. 2025). https://arxiv.org/pdf/2509.07678

[2] Δv≃5×10⁻⁴ km/s

[3] θ ≃ 1,6×10⁻⁵ radiaania, mikä tarkoittaisi 100 miljoonan vuoden aikana noin 0,05 parsekin poikkeamaa aikaisemmasta suunnasta.

[4] Linnunrata koostuu useasta osasta: ohut levy, paksu levy, tähtihalo, keskuspullistuma  ja galaksin keskusalue. Näistä kaksi ensimmäistä – ohut ja paksu levy – muodostavat suurimman osan galaksin kiekkomaisesta osasta, jossa Aurinkokin sijaitsee.

Ohut levy

Ohut levy on nuorempi, tiheämpi ja litteämpi osa Galaksin kiekkoa. Sen paksuus (tähtien jakauman mitta Z-suunnassa) on tyypillisesti noin 300–400 parsekia. Tässä levyosassa sijaitsee suurin osa nuorista ja keski-ikäisistä tähdistä, kaasusta, pölystä ja tähtienvälisistä pilvistä. Tässä Linnunradan osassa tapahtuu edelleen aktiivista tähtienmuodostusta.

Tähtien radat ovat melko ympyrämäisiä ja pysyvät lähellä galaksin keskitasoa. Metallipitoisuudet ovat yleensä korkeat: [Fe/H] ≳ −0,3, eli tähdet sisältävät paljon raskaampia alkuaineita (metalleja), jotka ovat syntyneet aikaisempien tähtisukupolvien supernovissa. Tyypillinen nopeusdispersio on pieni: vain noin
20–40 km/s pystysuunnassa galaksin tasoon nähden. Aurinko kuuluu ohueen levyyn.

Paksu levy

Paksu levy on vanhempi ja harvempi Linnunradan rakenne, joka ulottuu paljon korkeammalle galaksin keskitasosta, noin 900–1200 parsekin korkeuteen. Tähdet ovat ikääntyneitä (8–12 Gyr) ja niiden metallipitoisuus on alhainen, [Fe/H] ≈ −0,5...−1,0. Niiden liikkuvat epäsäännöllisemmillä ja kallistuneemmilla radoilla, ja niiden nopeusdispersio on suurempi (50 – 70 km/s). Näiden tähtien synty on jo lakannut, joten siellä ei ole merkittävästi kaasua eikä aktiivisia tähtienmuodostusalueita. Kinematiikan puolesta paksu levy pyörii hieman hitaammin Galaksin keskustan ympäri kuin ohut levy.