Jättipilkku Auringossa

KAK – Marraskuun 29. päivän aikana Auringon näkyvälle puolella on kiertynyt pilkkuryhmä AR 14294, jonka koko on viimeisimpien havaintojen mukaan 1 100 MSH (miljoonasosaa). Ensimmäiset havainnot pilkkuryhmästä tehtiin jo viime viikolla, ei kuitenkaan Maasta tai Maan kiertoradalla olevasta SDO:sta, vaan Marsista. Siellä Jezero-kraaterissa oleva Perseverance-kulkija valokuvasi pilkkuryhmän marraskuun 25. päivänä. 

Auringonpilkkuryhmät AR 14294 ja 14296 muodostavat hyvin suuren kokonaisuuden, jonka voisi nähdä paljain silmin. Muista toki käyttää suojalaseja, jos pääset yritäämään havaitsemista! Vasemmalla on SDO:n ottama kuva laajakaistaisessa valossa ja oikealla pilkkuryhmien magneettinen rakenne. Kuvat NASA / SDO.

 

Kuvaaminen oli rutiini toimenpide, joka tehdään päivittäin Preseverancen Mastcam-Z:lla. Kuvaamisen tarkoituksena on tarkkailla Marsin ilmakehässä olevan pölyn määrää. Se käy parhaiten vastavaloon, kuvassa on siis ilmakehässä leijuvan pölyn lisäksi Aurinko. Vaikka Aurinko näkyykin kuvassa lähes ylivalottuneena, sopivalla kuvankäsittelyllä myös suurikokoiset auringonpilkut on mahdollista saada näkymään. Tämä ominaisuus ei ollut suunnitelmissa kulkijaa suunniteltaessa, mutta se on mukava bonus tutkijoille.

Mastcam-Z ei ole kovinkaan erotuskykyinen, sillä Aurinko näkyy kuvissa halkaisijaltaan noin 90 pikselin kokoisena. Näin ollen auringonpilkkujen tulee olla erittäin suuria erottuakseen kuvista. Kuvista voidaan arvioida auringonpilkun koko, joka oli noin 15-kertainen maapallon kokoon verrattuna.

Pilkkuryhmä 4294 on luokiteltu magneettisesti beeta–gamma–deltaksi, joka tarkoittaa suhteellisen monimutkaista magneetista rakennetta. Määritelmän mukaan se on auringonpilkkuryhmä, jolla on beeta-gamma-tyypin magneettinen rakenne, mutta joka sisältää yhden (tai useamman) deltatyypin auringonpilkun. Delta-tyyppi tarkoittaa puolestaan sitä, että saman penubran sisällä on erinapaiset umbrat.

Eikä tässä vielä kaikki, sillä aivan 4294-pilkkuryhmän jälkipuolelle on syntynyt pilkkuryhmä 4296. Sen koko on noin 500 MSH ja magneettinen tyyppi on beeta (kaksinapainen). Nämä molemmat ryhmät näyttävät yhdessä muodostavan mielenkiintoisen rakenteen, jossa voidaan odottaa tapahtuvan voimakkaita flarepurkauksia. Pilkkuryhmälle 4294 ennustetaankin 15 % ja pilkkuryhmälle 4296 5% mahdollisuutta tuottaa X-luokan flarepurkauksia lähiaikoina.

Eikä kannata unohtaa myös pilkkuryhmien suurta kokoa. Jo nyt 4294 on niin suurikokoinen, että sen voisi hyvissä olosuhteissa näkyä paljain silmin. Valitettavasti Suomessa tähän aikaan vuodesta Auringon näkyminen ei ole kovinkaan todennäköistä pilvisyyden vuoksi. Mutta jos sellainen ihme tapahtuisi, niin suojalasilla varustautuneena paljain silmin voisi yrittää sen havaitsemista.

Lisätietoja

Lue paljain silmin näkyvistä auringonpilkuista Aurinkoilmiö-blogista artikkelista ”Ilmiö Auringossa: Kun pilkun voi nähdä paljain silmin”.

 

 

 

 

ESCAPADE-tehtävän luotaimet lähtivät kohti Marsia

KAK – NASAn uusin aurinkotuulta ja sen vaikutuksia Marsin kiertoradalla havainnoivan ESCAPADE-tehtävän ^[1] kaksoisluotaimet laukaistiin avaruuteen Cape Canaveralista marraskuun 13. päivänä 22.55 Suomen aikaa. Kantorakettina oli Blue Origin yhtiön New Glen (NG-2) kantoraketti ^[2].

 

Molemmat luotaimet (Blue ja Gold) ovat rakenteeltaan identtiset. Kuva NASA.

Noin 33 minuuttia lähdön jälkeen luotaimet irrotettiin kantoraketista. Kello T+33.18 irrotettiin Blue-luotain ja 30 sekuntia myöhemmin Gold-luotain. Nimet tulevat Kalifornian yliopiston Berkeleyn koulun väreistä.  Luotaimet tulevat asettumaan aluksi Maan Lagrangen L2-pistettä kiertävälle radalle, jossa ne odottavat Maan ja Marsin asettumista sopiviin asemiin. Alkulennon aikana tutkimuslaitteet ja luotaimen lennon hallinnan laitteet tarkistetaan ja säädetään toimimaan suunnitellusti.

Varsinainen marslento alkaa vuoden kuluttua marraskuussa 2026. Silloin luotaimet ohjataan kulkemaan hyvin läheltä Maata, jolloin Oberthin efektin vaikutuksesta ne saavat lisäimpulssin planeettojen väliselle lennolle. Tällainen rata mahdollistaa mahdollisimman pienen polttoainemäärä lennon toteuttamiseen. Nykyisin tällaisia linkoratoja käytetään lähes aina planeettojenvälisten luotainten ratojen muokkaamiseen ja tarvittavan lisänopeuden hankkimiseen.

Polttoaineen säästämiseksi luotaimet odottavat sopivaa ajankohtaa Marsiin vivälle radalle Lagrangen pisteen L2 radalla. Sen jälkeen ne käyttävät linkorataa, jonka avulla luotaimet saavat lisäenergiaa maapallolta. Kuva NASA.

 

Lento Marsiin kestää 10 kuukautta, jonka aika tehdään tarvittavia ratakorjauksia (TCM), jotta luotaimet saapuisivat perille juuri oikeaan aikaan. Syyskuussa 2027 luotaimet asettuvat Marsin kiertoradalle [4]. Loka-joulukuussa rataa muutetaan hiljalleen hieman matalammalle radalla.  Toisistaan irrotetut luotaimet asettuvat aluksi samalle kiertoradalle (kesäkuu 2028) ja niiden etäisyys on lentoaikana mitattuna enintään 4 – 30 minuuttia. Rataa kutsutaan lempinimellä ”helminauha”. Kiertorata mahdollistaa aurinkotuulessa tapahtuvien nopeiden muutosten havaitsemisen.

Seuraava lennon vaihe alkaa joulukuussa 2028, jolloin luotaimet siirtyvät omille radoilleen. Gold-luotain kasvattaa suurinta etäisyyttä Marsistaan ja vastaavasti Blue-luotain laskee sitä. Muutosten myötä luotaimet mittaavat Marsina magnetosfäärissa eri alueita. Tämä vaihe jatkuu toukokuuhun 2029, jonka jälkeen toistaiseksi suunnitelmissa oleva tutkimustoiminta päättyy. On luotaimet ja niiden havaintoinstrumentit käyttökelpoisessa kunnossa ja onko polttoaineita riittävästi jäljellä ratakorjauksiin, ovat sellaisia kysymyksiä, jotka ratkeavat ajan kanssa. NASA on kuitenkin pyrkinyt käyttää toimintakuntoisia avaruusluotaimia niin pitkään kuin mahdollista, joten hyvällä onnella Goldin ja Bluen tarina jatkuu – ehkä!

Lennon ensimmäisessä havaintovaiheessa luotaimet ovat samalla radalla Marsia kiertäen. Tälainen rata mahdollistaa lyhytaikaisten ilmiöiden havaitsemisen. Kuva NASA.

Luotaimet ovat rakenteellisesti samanlaisia ja kummassakin niistä on samat havaintoinstrumentit ^[3]. Laitteiden tekemien havaintojen avulla tutkijat pyrkivät ymmärtämään Marsin magnetosfäärin rakennetta ja prosesseja, jotka vaikuttavat ja ohjaavat ionivirtoja. Aikaisemmin tällaista kahden luotaimen avilla tehtyä tutkimusta ei ole tehty Marsin kiertoradalla. 

Jälkimmäisellä havaintokaudella luotaimet ovat omilla radoillaan, joten niiden havainnot mahdollistavat  kausaalisien riippuvuuksien tutkimisen. Kuva NASA.

 Toinen tärkeä tutkimuskohde on aurinkotuulen energiavirtojen kulkeutuminen ja liikemäärän vaikutus nykyiseen magnetosfääriin. Kolmas tavoite on aurinkotuulen vuorovaikutusprosessit ovat tärkeimpien tavoitteiden joukossa, jolla pyritään selvittämään, miten aurinkotuuli on vaikuttanut Marsin ilmakehän riipiytymiseen aikojen kuluessa. Neljänneksi luotaimet tuottavat tietoa Marsin lähiavaruuden avaruussäästä, sen vaikutuksista Marsiin ja aurinkomyrskyjen vaikutukset planeetan pinnalla. Marsin globaalin magneettikentän puuttuminen on miehitettyjen lentojen ja mahdollisesti Marsin pinnalle perustettavien siirtokuntien yksi vaikeammin hallittavista ihmisten terveyttä ja henkeä vaarantavista tekijöistä.

 

Viitteet

[1] Escape and Plasma Acceleration and Dynamics Explorers

 

[2] New Glenn tekniset yksityiskohdat

Korkeus: 98 metriä

Halkaisija: 7 metriä

Moottorit: 7 × BE-4 (1. vaihe) + 2 × BE-3U (2. vaihe)

Työntövoima: Yli 16,9 MN nousuvaiheessa

Kantokyky: 45 tonnia LEO-kiertoradalle, 13,6 tonnia GTO-kiertoradalle.

Raketissa on tilaa kahdelle ESCAPADE-luotaimelle lisäksi Viasatin HaloNet-demonstraatiokuormalle.

New Glenn on nimetty astronautti John Glennin mukaan, joka oli ensimmäinen amerikkalainen Maan kiertoradalla.

 

[3] Havaintoinstrumentit ovat:

EMAG magnetometri (NASA Goddard)

EESA elektrostaattinen analysaattori – ionit ja elektronit (UC Berekeley)

ELP Langmuir Probe – plasmaominaisuudet (Embry-Riddle)

VIS/IR näkyvän valo ja infrapunaisen valon kamera (Northern Arizona University).

 

Mittaustapa ja tarkkuus:

Magneettikenttä: 3-akselinen vektori mittaus, herkkyys nanotesla-tasolla

Ionit: Energia-alue 10 eV - 30 keV, massaerottelu H⁺, He⁺⁺, O⁺

Elektronit: Energia-alue 1 eV - 50 keV, kulmaerottelu 360°

Plasma: Elektronitiheys ja lämpötila, ionien drift-nopeus

Kuvat: Näkyvä ja infrapuna-alueet, mahdollisuus Marsin vihreiden revontulien havaitsemiseen.

 

[4] Kiertorata (syyskuu 2027)

Kiertoradan tyyppi: Korkea elliptinen rata

Periapsis: ~160 km

Apoapsis: 7,000-10,000 km

Kiertoaika: ~87 tuntia

Kaltevuus: 60°

 

 

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.

Komeetta 3I/ATLAS

KAK – Ensimmäinen tähtienvälisestä avaruudesta tullut komeetta, 3I/ATLAS, ohitti tänään Marsin suhteellisen läheltä. Etäisyyttä Marsiin oli vain noin 0,19 au (30 miljoonaa km) kello 4 UTC aikaan (kello7 Suomen aikaa). Komeetan nopeus Marsin suhteen oli noin 86 km/s. Komeetan liikerata on päinvastainen kuin Marsin liikesuunta Auringon ympäri, joten kohtaamisnopeus on melkoisen suuri.

NASAn julkaisema kuva komeetta 3I/ATLAS:sta. Kuvassa näkyy koma ja siitä lähteä pyrstö. Taustataivaan tähdet näkyvät viiruina kaukoputken seuratessa komeettaa. Kuva NASA.

Komeetta on siis retrogradisella radalla, radan inklinaatio on 135,5°. Tämä tarkoittaa sitä, että komeetan liikesuunta on Aurinkokunnan yleistä liikesuunnan suhteen vastakkainen. Tästä johtuu, että myös havaintoikkunat ovat suhteellisen lyhyitä Aurinkokuntamme komeettoihin verrattuna.

Marsin kiertoradalla ja Marsin pinnalla olevat luotaimet tekevät havaintoja komeetan ollessa Marsia lähimmillään. Luotaimia ei kuitenkaan ole suunniteltu komeettojen havaitsemiseen, joten niillä on hyvin rajalliset kyvyt tehdä merkittäviä havaintoja.

Marsin kiertoradalla olevilla ESA:n Mars Express ja ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO) ovat avainasemassa havaintojen teossa. Myös Marsin kiertoradalla oleva Mars Reconnaissance Orbiter:n on tarkoitus tehdä havaintoja komeetasta. Näillä laitteilla on mahdollista havaita komeetan komaa ja pyrstöä, jotka koostuvat pölystä ja kaasuista, sillä ne ovat näkyviä luotainten kameroissa. Lisäksi luotaimissa on spektrografeja, joilla voidaan tehdä havaintoja vedestä ja hiilidioksidista ja muista haihtuvista kaasuista. Lisäksi niiden avulla on mahdollista tehdä pitkittäishavaintoja, kuinka koman ja pyrstöjen kirkkaudet muuttuvat sinä aikana, kun komeetta on luotainten havaintolaitteiden näkyvissä.

Komeetta saavuttaa perihelin lokakuun 29. päivänä. Silloin sen etäisyys Auringosta on 1,356 au (203 456 000 km) ja komeetan nopeus on noin 68 km/s. Perihelin jälkeen komeetan rata vie sen kauemmaksi Auringosta ja lopulta komeetta poistuu Aurinkokunnasta.

Marsin jälkeen komeetta tulee Jupiterin läheisyyteen, vaikka ohitus tapahtuukin melko kaukaa. Lyhimmillään komeetan ja Jupiterin välinen etäisyys on maaliskuun 16. päivänä 2026. Silloin näiden kappaleiden välinen etäisyys toisistaan on 0,359 au.

Saturnuksen radan komeetta ylittää heinäkuussa 2026, Uranuksen toukokuussa 2027 ja Neptunuksen maaliskuussa 2028. Nämä Aurinkokuntan uloimmilla radoilla olevat planeetat ovat kaikki kaukana komeetasta sen ylittäessä niiden radat.

Komeetan rata on merkitty punaisella viivalla ja himmeällä harmaalla on merkitty ekliptikantaso ja siihen liittyvät pystysuorat viivat kertovat radan korkeuden ekliptikan suhteen. Komeetta (liike vasemmalta oikealle) on tähän asti ollut ekliptikan eteläpuolella mutta Marsin ohittamisen jälkeen se siirtyy ekliptikan pohjoispuolelle. Kuvakaappaus Van Buiten komeettasivun ratalaskurista.

Maan suhteen komeetta on kaiken aikaa melkoisen kaukana. Lyhimmillään komeetan etäisyys Maasta on joulukuun 19. (2025) päivänä, jolloin sen etäisyys on 1,797 au. Suuresta etäisyydestä johtuen, komeetan kirkkaus on vähäinen. Tänään se näkyisi parhaimmillaan noin m_v=12,7 kirkkaudella, etäisyyden ollessa noin 2,492 au. Lisäksi sen deklinaatio on pieni ( –10° 38’). Lisäksi sen havaitsemisen tällä hetkellä estää Auringon läheisyys. Seuraavan kerran komeettaa voidaan havaita Maasta marraskuusta alkaen, jolloin sen kirkkauden arvioidaan olevan suurin, noin m_v=11,5.

Joulukuussa komeetasta voisi tehdä havaintoja kohtalaisen kokoisella harrastaja kaukoputkella. Etäisyyden ollessa lyhin (19.12.2025) komeetan lasketaan olevan kirkkaudeltaan m_v=13,7. Valokuvaamalla ja pinoamalla muutaman kymmen kuvaa, sen pitäisi tulla näkyville kohtalaisen helposti. Joulukuussa komeetan deklinaatio on noin 7° ja se kasvaa hiljalleen ajan kuluessa, joten Suomesta se näkyy kohtalaisella korkeudella. Havaintoaika vain on aamuyöstä tai varhain aamulla (etelämerdiaanin ylitys on noin kello 5.20), jolloin komeetta on korkeimmillaan horisontista 35° (Tampere) korkeudella.

 

Kuinka suuri on komeetta 3I/ATLAS?

Kuten aina, uuden kohteen koko kiinnostaa niin tutkijoita kuin maallikkojakin. Komeetat ovat erityisen vaikeita kohteita, sillä ne ovat lähes aina niin pieniä kappaleita, että itse komeettaydintä on lähes mahdotonta nähdä. Pienen koon lisäksi ytimen havaittavuutta vaikeuttaa komeetan ympärille kehittyvät kaasukehä, jonka kirkkaus estää ytimen näkymisen melko tehokkaasti.

Elokuussa 2025 julkaistujen Hubble-havaintojen perusteella ytimen säde on enintään 2,8 km, jos oletetaan albedon olevan 0,04. Tämä antaa ylärajaksi halkaisijan noin 5,6 km. Samassa analyysissä alaraja saatiin noin 0,16 km:n säteelle. Tämä riippuu siitä, mitä haihtuvia aineita (vesijää, hiilimonoksidi) komeetassa on.

Parhaiden havaintojen perusteella 3I/ATLAS:n ytimen koko on todennäköisesti alle 5 – 6 km halkaisijaltaan. Arviot pienemmästä ytimestä, noin kilometrin luokkaa, ovat täysin mahdollisia. Suuret, kymmenien kilometrien kokoluokkaa olevat vaihtoehdot jäävät vähemmän todennäköisiksi, mutta niitä ei voi täysin sulkea pois ennen kuin lisähavaintoja saadaan.

 

Lähteet

·         ArXiv: Hubble observations of interstellar comet 3I/ATLAS

·         ArXiv: SPHEREx observations of 3I/ATLAS

·         Astrobiology.com: Hubble makes size estimate of interstellar comet 3I/ATLAS (2025-08-29)

·         Avi Loeb (Medium): Is the nucleus of 3I/ATLAS 15 kilometers in diameter?

·         astro.vanbuiten.nl

 

 

Kuusi miljardia tonnia sekunnissa: vaeltava planeetta kasvaa ennätyksellistä vauhtia

ESO, lehdistötiedote 2. lokakuuta 2025

Tähtitieteilijät ovat havainneet vapaasti vaeltavan planeetan suuren kasvupyrähdyksen. Toisin kuin Aurinkokuntamme planeetat, nämä eivät kierrä tähtiä, vaan ovat itsenäisiä avaruuden kappaleita. Euroopan eteläisen observatorion Very Large Telescope, eli ESO:n VLT-teleskoopilla tehdyt uudet havainnot ovat paljastaneet, että tämä vapaasti vaeltava planeetta kerää ympäristöstään kaasua ja pölyä kuusi miljardia tonnia sekunnissa. Tämä on suurin koskaan mitattu planeetan kasvuvauhti. Havainto antaa arvokasta tietoa vaeltavien planeettojen muodostumisesta ja kasvusta.

Toimituksen huomautus – Vuotuinen massan kertyminen on noin 0,000001 – 0,000002 % planeetan arvioidusta massasta. Jos kertymisnopeus pysyi vakiona hyvin pitkän aikaa, planeetan massa kaksinkertaistuisi 60 – 100 miljoonassa vuodessa. Näin nopea massan kertyminen on kuitenkin hyvin lyhytaikainen ilmiö planeetan kulkiessa vapaassa avaruudessa. – KAK.

Tässä taiteilijan tekemässä piirroksessa on Cha 1107-7626. Tämä noin 620 valovuoden etäisyydellä sijaitseva planeetta on noin 5 – 10 kertaa Jupiteria massiivisempi, eikä se kierrä tähteä. Se kerää materiaalia ympärillään olevasta kiekosta. Planeetalle putoava materiaali lämmittää sen pintaa ja luo kirkkaan kuuman pisteen. ESO:n VLT:n X-shooter-spektrografi havaitsi merkittävän kirkastumisen vuoden 2025 puolivälissä ja löysi selkeän sormenjäljen siitä, että se johtui sisään virtaavasta kaasusta. Havainnot osoittavat, että planeetta kerryttää ainetta nyt noin 8 kertaa nopeammin kuin muutamaa kuukautta aiemmin. Kuva ESO/L. Calçada/M. Kornmesser.

"Ihmiset saattavat ajatella planeettoja rauhallisina ja stabiileina maailmoina, mutta tämän löydön ansiosta voimme todeta, että avaruudessa vapaasti vaeltavat planeettojen massaiset kohteet voivatkin olla jännittäviä kohteita", sanoo Víctor Almendros-Abad, joka on tähtitieteilijä Palermon tähtitieteellisessä observatoriossa, Italian kansallisessa astrofysiikan instituutissa (INAF). Hän on tämän uuden tutkimuksen päätekijä.

Tutkimuksen kohteena olevan kappaleen massa on 5 – 10 kertaa Jupiterin massa, ja se sijaitsee noin 620 valovuoden päässä Kameleontin-tähdistössä. Kohteen virallinen nimi on Cha 1107-7626, ja tämä vapaasti vaeltava planeetta on vielä muodostumisvaiheessa keräten ainetta sitä ympäröivästä kaasu- ja pölykiekosta. Uuta materiaa kertyy jatkuvasti planeetalle prosessissa, jota kutsutaan akkretio- tai kasautumisprosessiksi. Almendros-Abadin johtama ryhmä on nyt kuitenkin havainnut, että nuoren planeetan kasvu ei ole tasaista.

Elokuuhun 2025 mennessä planeetta kasvoi noin kahdeksan kertaa nopeammin kuin vain muutama kuukausi aiemmin, eli nyt kuusi miljardia tonnia sekunnissa! ”Tämä on voimakkain planeetan massaisen kappaleen massan kasvu, joka on koskaan mitattu”, Almendros-Abad sanoo. Löytö, joka on hyväksytty julkaistavaksi The Astrophysical Journal Letters -lehdessä, tehtiin ESO:n VLT-teleskoopin X-shooter-spektrografilla, joka sijaitsee Chilen Atacaman autiomaassa. Tutkimusryhmä käytti tutkimuksessa myös Yhdysvaltojen, Euroopan ja Kanadan avaruusjärjestöjen ylläpitämän James Webb -avaruusteleskoopin dataa sekä ESO:n VLT-teleskoopin SINFONI-spektrografin arkistohavaintoja.

"Vapaasti vaeltavien planeettojen alkuperä on edelleen arvoitus. Ovatko ne kaikkein pienimpiä tähtien tavoin muodostuneita kappaleita, vai jättiläisplaneettoja, jotka ovat sinkoutuneet pois omista syntypaikoistaan?", Aleks Scholz, yksi artikkelin kirjoittajista kysyy. Hän on tähtitieteilijä St Andrewsin yliopistosta Yhdistyneestä kuningaskunnasta. Tulokset viittaavat siihen, että ainakin jotkut vapaasti vaeltavat planeetat saattavat olla muodostuneet samalla tavalla kuin tähdet, koska vastaavia äkillisen massan kasvun pyrähdyksiä on havaittu aiemmin nuorissa kehityskaarensa alussa olevissa tähdissä. Kuten yksi artikkelin kirjoittajista, Belinda Damian, joka on myös tähtitieteilijä St Andrewsin yliopistossa, kertoo: "Tämä löytö hämärtää tähtien ja planeettojen välistä rajaa ja antaa meille kurkistuksen vapaasti vaeltavien planeettojen varhaisimpiin muodostumisvaiheisiin."

Vertaamalla ennen purkausta ja sen aikana emittoitua valoa, tähtitieteilijät saivat lisätietoa kertymisprosessin luonteesta. Huomattiin, että magneettinen aktiivisuus näyttää vaikuttaneen dramaattiseen massan kasvuun. Tämä on prosessi, mikä on aiemmin havaittu vain tähdissä. Tämä viittaa siihen, että jopa pienimassaisilla kohteilla voi olla voimakkaita magneettikenttiä, jotka kykenevät aiheuttamaan tällaisia massan kertymistapahtumia. Tutkimusryhmä havaitsi myös, että planeetan ympärillä olevan kiekon kemiallinen koostumus muuttui massan kasvun aikana. Sen aikana havaittiin vesihöyryä, mutta ei sitä ennen. Sama ilmiö on havaittu tähdillä, mutta ei koskaan missään planeetalla.

Vapaasti vaeltavat planeetat ovat vaikeasti havaittavia, koska ne ovat hyvin himmeitä, mutta tuleva ESO:n Extremely Large Telescope, eli ELT-teleskooppi voi olla tässä apuna. Sen tehokkaiden instrumenttien ja jättimäisen pääpeilin avulla tähtitieteilijät pystyvät löytämään ja tutkimaan näitä yksinäisiä planeettoja lisää. Tämä auttaa tähtitieteilijöitä ymmärtämään paremmin, kuinka paljon ne muistuttavat tähtiä. Kuten yksi artikkelin kirjoittajista ESO-tähtitieteilijä Amelia Bayo toteaa: ”Ajatus siitä, että planeetta voi käyttäytyä kuin tähti, on hämmästyttävää ja saa meidät pohtimaan, millaisia oman kokemuksemme ulkopuolella olevat maailmat voivat syntyvaiheessaan olla.”

Lisätietoa

Tämä tutkimus on esitelty artikkelissa nimeltään “Discovery of an Accretion Burst in a Free-Floating Planetary-Mass Object”, joka julkaistaan The Astrophysical Journal Letters (doi:10.3847/2041-8213/ae09a8) lehdessä.