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

 

 

PUNCH-observatoriot lähdössä

PUNCH-observatorioiden laitekohtaiset havaintokohteet. Kuva NASA.

Polarimeter to UNify the Corona and Heliosphere, eli lyhyemmin PUNCH on NASA:n Small Explorer (SMEX) -tehtävä, jonka tarkoituksena on ymmärtää paremmin, miten Auringon koronan massa ja energia muuttuvat Aurinkokunnan täyttäväksi aurinkotuuleksi.

Joka sekunti yli 300 000 tonnia plasmaa lähtee Auringosta ja poistuu avaruuteen. Tästä poistuvasta plasmasta muodostuu aurinkotuuli ja se vaikuttaa kaikkeen Aurinkokunnassa, myös Maahan. Se aiheuttaa kauniit revontulet, se aiheuttaa myös avaruussään, joka pahimmillaan saattaa uhata sähköverkkoja, satelliitteja ja astronautteja. PUNCH seuraa ensimmäistä kertaa aurinkotuulta jatkuvasti koko avaruuden läpi, jotta voimme ymmärtää paremmin Aurinkoa, aurinkotuulta ja niiden vaikutuksia ihmiskuntaan.

Neljä PUNCH -observatorioita sijoitetaan aurinkosynkroniselle Maata kiertävälle radalle. Kuva NASA.

Kukin neljästä PUNCH-avaruusaluksesta on hieman yli metrin pituinen, ja siinä on yksi instrumentti +Z-kannella (jota pidetään lennon aikana zeniitin suuntaan). Kukin avaruusalus tukee kolmiakselista suuntausta (muutaman kaarisekunnin tarkkuudella), nopeaa tiedonvälitystä kaksikaistaisella downlinkillä, kiertoradan korjaustyöntövoimaa ja kehittynyttä autonomista vikakorjausta. Neljä avaruusalusta laukaistaan ja asetetaan kiertoradalle yhdestä kantoraketista.

PUNCH neljä observatoriota sijoitetaan 570 km korkeudella olevalle aurinkosynkroniselle radalle siten, että jokaisella luotaimelle on hyvä näkyvyys Auringon suuntaan. Lähdön jälkeen seuraa kolmen kuukauden jakso, jonka aikana laitteet otetaan käyttöön ja niiden toiminta tarkistetaan ja kalibroidaan. Sen jälkeen observatoriot siirretään lopulliseen asemaan Maan kiertoradalla ja kuvaaminen aloitetaan.

Kuvantamisen aikana kuvien kuvaussuuntaa käännetään synkronoidusti 30 astetta aina kun observatoriot ovat siirtyneet radallaan kolmekymmentä astetta.

Havaintolaitteet

Observatorioista yhdellä on kapeakenttäkamera (Narrow Field Imager, NFI), joka kuvaa rengasmaisen kuvakentän (FOV) Auringon ympäriltä. Kolmella observatoriolla on laajakenttäkamera (Wide Field Imager, WFI). Nämä kamerat ovat rakenteellisesti korografeja, sillä niiden kohde on Auringon korona ja jos Aurinko olisi näkyvissä kuvissa, niin silloin koronaa ei näkyisi.

PUNCH-observatorioiden kuvakentät, jotka ovat nimetty kameroiden mukaan. Keltainen piste kuvan keskellä on Aurinko ja kehät ovat kuvakenttien rajat. NFI-observatorion kuvakentässä oleva Aurinko on estetty näkymästä peitinlevyllä. WFI-oservatorioissa Aurinko ei suoranaisesti ole kuvakentässä mutta sen aiheuttama hajavalo on "sammutettu" kameran hajavalo estoilla (baffle) ja valoansoilla (light trap). Kuva NASA.

Kaikkien neljän observatorioiden toiminta on synkronoitu lennon aikana. Kahdeksan minuutin välein kukin PUNCH-luotain ottaa seitsemän kuvaa: yhden polarisoimattoman kuvan ja kuusi polarisoitua kuvaa kahdessa kolmen kuvan sarjassa. Kuvat yhdistetään maassa 3D-kuviksi. PUNCHilla on avoimen datan politiikka, ja kaikki tiedot ovat vapaasti kaikkien käytettävissä mihin tahansa tarkoitukseen.

Lisäksi yhdessä observatoriossa on opiskelijoiden toimittama röntgenspektrometri, STEAM. Se on sijoitettu NFI observatorioon.

NFI-kamera muistuttaa eniten perinteistä kaukoputkea. Koronagrafiksi sen tekee Auringon peittävä peitinlevy. Kuva NASA.

Narrow Field Imager (NFI) on pienikokoinen ulkoisesti peittävä koronagrafi, jonka kuvakenttä on samanlainen kuin SOHO/LASCO-C3:n: 6 – 32 R_☉ taivaalla. Ulkoinen varjostin estää suoraa auringonvaloa pääsemästä optiseen pääaukkoon, joka tarkastelee Auringon ympärillä olevaa koronaa ja tähtikenttää yhdistelmälinssijärjestelmän avulla. Polarisaatio erotetaan käyttämällä polarisoivaa suodatinpyörää (PFW), ja kuvasensori on CCD-tyyppinen (CCA), jossa on 2k × 2k pikselin aktiivinen ilmaisinalue.

 

WFI-kameran "hallitsevana elementtinä" on sen hajavaloa estävät rakenteet. Kuva NASA.

Wide Field Imager (WFI) on STEREO/HI:hen perustuva laajakenttäinen heliosfäärikamera (HI). Se kuvaa taivasta 18 – 180 R_☉ alueelta. HI-mallit ovat analogisia koronagraafien kanssa, mutta niiden kuvan muoto on neliö eikä pyöreä. WFI heikentää suoraa auringonvaloa yli 16 suuruusluokkaa. Laajakenttäakromaattinen optiikka perustuu kuuluisaan Naglerin okulaariin käänteisellä geometrialla. Polarisaatiossa ja havaitsemisessa käytetään samoja PFW- ja CCA-malleja kuin NFI:ssä.

STEAM edistää ymmärrystä auringonpurkauksista ja auttaa selvittämään, miksi Auringon korona on paljon kuumempi kuin Auringon pinta, mittaamalla keskeisten alkuaineiden pitoisuuksia ja lämpötilaa auringonpurkauksissa ja aktiivisilla alueilla. Tämä tehdään mittaamalla Auringon röntgenspektriä hiljaisissa olosuhteissa, näkyvillä aktiivisilla alueilla ja auringonpurkausten aikana.

PUNC observatorioiden toiminta aika on noin 2 vuotta. Niiden piti lähteä avaruuteen jo kaksi vuotta sitten, mutta Covid-19 pandemia myöhästytti laitteiden valmistumista. Nyt aikaisin lähtöpäivä on helmikuun 27. päivä. Kantorakettina on SpaceX yhtiön Falcon 9 ja lähtö tapahtuu Vanderbergin avaruuskeskuksesta Kaliforniasta. Yhtä aikaa samalla kantoraketilla viedään avaruuteen myös SPHERex -observatorio.

 

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