ISON komeetta kirkastuu odotetusti

Komeetta ISON Hubblen kuvaamana.
Kuva NASA/HST.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) on kirkastunut korjatun ennusteen mukaisesti, jonka on hieman vähemmän kuin ensimmäisen kirkkausennuste. Ero ensimmäisen ja korjatun ennusteen välillä on noin 1–1,5^m.

Tuoreimpien havaintojen mukaan komeetan kirkkaus on noussut jopa 9^m, joten se pitäisi olla hyvin havaittavissa kiikareilla. Kiikareiksi periaatteessa riittää 7×50 kokoiset, mutta kirkkaamman ja selkeämmän kuvan komeetasta saa tätä suuremmilla laitteilla. Jos käytettävissäsi on 20×80 tai vieläkin valovoimaisemmat kiikarit, niin nyt ne olisi syytä kaivaa kaapinperältä käyttöön.

Komeetan havaitussa kirkkaudessa esiintyy aika suuri hajonta. Tämä on ymmärrettävää, sillä havaitsijat tekevät havaintonsa aika monella erilaisella laitteella, havaintaolosuhteet ovat erilaiset ja havaitsijoiden kokemus komeettojen havaitsemisessa ja kirkkauden arvioinnissa on hyvin monen tasoista. Joukkona he kuitenkin pystyvät tekemään aika hyviä havaintoja.

Kirkkauskaaviota katsottaessa täytyy ottaa huomioon, että kaavion yhtenäinen musta käyrä on alkuperäinen ennuste. Punaiset pisteet ovat tehtyjä havaintoja. Ennusteen suurin kirkkaus on perihelin aikaan, mutta sen havaitseminen on käytännössä vaikeaa, sillä komeetta on silloin vain hieman yli miljoonan kilometrin etäisyydellä Auringosta ja Auringon kilo estää kaikki havaintoyritykset.



Komeetan kirkkaus on kehittynyt
uudistetun ennusteen mukaisesti.
Kuva Nasa CIOC.

Komeetta kirkkaus nousee jyrkästi sitä mukaa mitä lähemmäksi periheli tulee ja havainto-olosuhteet samalla huononevat merkittävästi. Tästä syystä ensimmäiset paljain silmin tehdyt havainnot lienevät mahdollisia vasta perihelin ohituksen jälkeisinä muutamana päivänä (jos silloinkaan). Tavallisen ihmisen kannalta voidaan vain toivoa, että komeetan kirkkaus pysyttelisi riittävänä, jotta havainnot onnistuisivat joulukuun alkupuolella ilman havaintovälineitä.

Toistaiseksi komeetassa ei ole havaittu minkäänlaisia merkkejä pirstoutumisesta. Tämä ei vielä ole ollut edes odotettavissa, sillä komeetta on juuri ja juuri siirtynyt lähemmäksi Aurinkoa kuin maapallo. Komeetta lähestyy aurinkokunnan sisäosaa hyvin jyrkässä kulmassa ekliptikaa, joten maapallon radan tuntumassa komeetta ei ole ollut.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetta radallaan etenee sitä voimakkaampi vuorovesivoima siihen kohdistuu. Vuorovesi voima pyrkii muuttamaan komeettaytimen muotoa soikeaksi (jos se olisi pallo) ja jos se ei ole rakenteeltaan jännitystä kestävä. Jos komeettaydin on hauras, pirstoutuminen on väistämätöntä.

Komeetta saattaa kuitenkin selvitä lähiohituksestaan, sillä Auringon Rochen raja ^[1] kiinteille kappaleille on noin 550 000 km ja nestemäisille kappaleille noin 1,07 miljoonaa kilometriä. Komeetan lähin etäisyys on vain noin 1,2 miljoona kilometriä Auringon pinnasta (radan säde on tuolloin noin 1,9 miljoonaa kilometriä), joten perihelietäisyys on paljon suurempi kuin Rochen rajan etäisyys.

Komeetta 17P/Holmes vuodelta 2007.
Kuva Kari A. Kuure.

Vuorovettä suuremman vaikutuksen komeettaytimeen tekee siitä haihtuva vesihöyry. Auringon lämmittävä vaikutus voi synnyttää pinnanalaisia vesitaskuja ja jopa kehittää niihin suuria ylipaineita. Tällöin heikko jäärakenne ei ehkä kestä vaan murtuu ja nestemäinen vesi syöksyy avaruuteen. Sisäinen paineen muodostus voi myös pirstoa komeetta ydintä ennakoimattomasti. Tällaisen pirstoutumisen seurauksena komeetan kirkkaus voi kasvaa moninkertaiseksi. Komeetta 17P/Holmesin kirkkaus kasvoi (tällaisen) purkauksen aikana miljoonakertaiseksi vuonna 2007. Tosin purkauksen syytä ei kuitenkaan tunneta varmasti.

Huomautukset

[1] Rochen raja on etäisyys jolla tähteä, planeettaa tai vaikkapa kuuta lähestyvä gravitaatiovoimansa sitoma useasta pienemmästä kappaleesta kostuva kappale pirstoutuu siihen kohdistuvan vuorovesivoiman vaikutuksesta. Raja määräytyy lähinnä lähestyvän (kiertävän) kappaleen tiheydestä, mutta kiinteillä kappaleilla ja nesteillä on rakenteesta johtuvia eroja rajaa laskettaessa. Kiinteiden kappaleiden Rochen raja on noin puolet pienempi kuin nestekappaleiden. Komeettaa ei oikein voi pitää kumpaakaan ryhmään kuuluvana, joten jonkinlainen arvio niiden väliltä voisi olla oikea.

Komeetta ISON on kirkastumassa

Nasa kuvasi avaruuskaukoputki Hubblella ISON-komeetan.
Kuva Nasa.

Nasa valokuvasi c/2012 S1 (ISON) komeettaa kesäkuussa. Uudet kuvat osoittavat komeetan kirkastuneen suunnilleen odotusten mukaisesti. Eritoten komeetan avaruuteen ”vuotavan” hiilidioksidin ja pölyn määrä näyttävät lisääntyneen sen mukaan mitä lähemmäksi aurinkokunnan sisäosia komeetta lähestyy. 

Kuvaushetkellä kesäkuun 13. päivänä komeetta oli 3,35 au:n^[1] etäisyydellä Auringosta.

Komeetan jäinen ydin näyttäisi olevan kutakuinkin 5 km halkaisijaltaan. Tämä on uusien komeettojen keskikastia, ehkä aavistuksen verran keskiarvoa suurempi. Kaikkein suurin tunnettu komeettaydin on Hale-Bopp:lla (C/1995 O1), joka arvioitiin noin 40–160 km kokoiseksi^[2].

ISON-komeettan ytimen massaa on tässä vaiheessa hieman vaikea määrittää ilman oletuksia. Nasan arvio on melkoisen epävarma, alarajan ollessa 3,5 miljoonassa tonnissa ja ylärajan tuhatkertainen alarajaan nähden (3,5 miljardia tonnia). Koska komeetta on mitä ilmeisimmin ensimmäistä kertaa aurinkokunnan sisäosassa, sen keskitiheys on vielä täysi arvoitus.

Tiheyteen vaikuttavat vesijään lisäksi komeetan sisältämät helposti haihtuvat kaasut kuten hiilidioksidi, hiilimonoksidi (häkä), ammonium, natrium, vety ja sen yhdisteet (CH₄), syaani (CN) ja luonnollisesti komeetan sisältämät kiinteässä olomuodossa olevat pölyt (SiO₂, C jne.). Lisäksi komeetan ytimessä voi olla suuriakin aukkoja tai se voi olla hyvin huokoinen.

ISON-komeetan alkuperä, kuten kaikkien muidenkin komeettojen, on Oortin pilvessä ^[3] aurinkokunnan ulko-osassa. Komeetan lämpötila Oortin pilvessä ollessaan on hyvin lähellä absoluuttista nollapistettä, jolloin kaikki helposti haihtuvatkin aineet pysyvät kiinteässä olomuodossa kymmeniä miljardeja vuosia.

Ratkaiseva muutos tapahtuu vasta sitten, kun jonkin gravitaatiohäiriön (ohittava tähti, tai joku toinen komeettaydin) saa aikaan komeettaytimen radassa pienen muutoksen, jonka seurauksena se lähestyy lopulta aurinkokunnan sisäosia.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa komeettaydin lähestyy sitä enemmän se absorboi itseensä lämpösäteilyä. Ytimen lämpötila kohoaa (suurimmaksi osaksi vain komeettaytimen pinnalta), jonka seurauksena ensimmäisenä herkästi haihtuvat kaasut haihtuvat ja jonkin verran kiinteää pölyä vapautuu. Komeetasta irronnut kaasu ja pöly jää komeettaytimen ympärille ja muodostaa eräänlaisen ilmakehän, ns. koman, ja lopulta kaasuja pölymäärän lisääntyessä myös pyrstön. Tämä tapahtuu yleensä planeettakunnan alueella, jossakin Saturnuksen tai Jupiterin ratojen tuntumassa.

Jos ja kun komeetan rata tuo sen yhä syvemmälle aurinkokunnan sisäosia, niin kaasujen haihtuminen ja pölyn vapautuminen voimistuu ja komeetta saa itselleen aina vain pitenevän pyrstön. Pölystä muodostunut pyrstö seuraa (tässä vaiheessa) suunnilleen komeetan rataa, mutta kaasupyrstö (yleensä ionisoituneita kaasuja) suuntautuu poispäin Auringosta aurinkotuulen vaikutuksesta. Aurinkoa lähestyttäessä molemmat pyrstöt suuntautuvat poispäin Auringosta, koska aurinkotuulen tiheys ja valon aiheuttama dynaaminen paine kasvavat. Suurimpien komeettojen pyrstöjen pituudet mitataan sadoissa miljoonissa kilometreissä.

ISON-komeetan radasta ja näkymisestä olen kirjoittanut aikaisemmin blogissani ”Hubble nappasi kuvan ISON-komeetasta”, joten en tällä kertaa palaa siihen teemaan.

Huomatukset

[1] Astronominen yksikkö (au ) on likipitäen maapallon keskietäisyys Auringosta. Nykyisin sitä ei kuitenkaan ole määritelty tällä tavalla, vaan sille on määrätty (IAU v. 2012) pituus, joka on 149 597 870 700 m. 

Maapallon keskietäisyyden määrittäminen on hieman ongelmallista, sillä Auringon sädettä ei tunneta aivan tarkasti. Lisäksi Aurinko menettää massaansa jonkin verran, jonka seurauksena maapallon keskietäisyys kasvaa ajan myötä. Määräämällä astronomisen yksikön pituus tietyksi metriluvuksi vältetään molempien epävarmuuksien aiheuttamat ongelmat.

[2] Etäisyys komeettaan Hale-Bopp oli lyhimmillään 1,315 au, joten ytimen kokoa oli vaikea määrittää ennen kuin perihelin jälkeen, jolloin komeetan kaasun haihtuminen ja pölyn muodostuminen olivat alentuneet sellaiselle tasolle, että itse jäisen ytimen valokuvaaminen oli mahdollista. Tällöin se oli jo niin etäällä, että koon tarkka määrittäminen ei enää onnistunut.

[3] Oortin pilvi on pallonmuotoinen kehä aurinkokunnan ympärillä, jonka sijoittuu 0,1–1 valovuoden etäisyydelle Auringosta. Pilvi muodostuu tuhansista miljardeista komeettaytimistä. Oortin pilvi kantaa keksijänsä alankomaalaisen Jan Oort (1900–1992) nimeä, joka päätyi tutkimuksiinsa nojautuen siihen, että aurinkokunnan ulko-osassa täytyy olla komeettaytimistä muodostunut pilvi. Hän julkaisi tutkimustuloksensa vuonna 1950. Suoranaisia havaintoja pilven olemassa olosta ei ole, vaan se voidaan päätellä komeettojen ratojen ja esiintymistiheyden perusteella.