Puhdasta rikkiä Marsissa

KAK ‒ Toukokuussa 2024 Marsissa toimiva Curiosity-kulkija rikkoi hauraan kiveltä vaikuttaneen möykyn yli. Kulkija 899 kg massa oli riittävä rikkomaan möykyn ulkokuoren ja sen sisältä paljastui kirkkaan keltaisia kiteitä. Ne osoittautuivat olevan rikkiä. Keltaisen rikkikiteiden lisäksi möykky sisälsi ruskeanpunaisia kiteitä, jotka ovat rikkiä ja siihen sekoittunutta hematiittia (Fe₂O₃). Mielenkiintoista asiassa on sekin, että möykky ei näyttäisi olevan ainoa, vaan alueella niitä on useita. 

Tältä näyttää Curiosityn paljastama rikkisulkeutuma Marsin pinnalla. Kuva NASA/JPL-Caltech/MSSS

 

Rikki on yksi tärkeimmistä alkuaineista, silloin kun puhutaan elämän esiintymisestä. Rikki muodostaa helposti sulfaatteja ja se on osana kahden erilaisen aminohapon muodostumisessa, joita tarvitaan elävien organismien syntymisessä. Rikin olemassa olo ei tietystikään osoita elämän mahdollista syntyä Marsissa, sillä siihen tarvittaisiin vielä paljon muuta. Sulfaattien olemassa olo Marsissa on jo entuudestaan tunnettu asia, joten tässä suhteessa ei mitään järisyttävää tapahtunut.

Sulfaattimineraalit syntyvät yleensä veden haihtumisen yhteydessä jos veteen on jostakin syystä liuennut rikkidioksidia. Rikkidioksidi on saattanut vapautua tulivuorista tai muista lähteistä. Maapallolla esiintyy runsaasti rikkipitoisia mineraaleja kuten kipsiä (CaSO₄·2H₂O), jarosiittia (KFe₃(SO₄)₂(OH)₆) sekä magnesium- ja rautasulfaatteja. Näitten mineraalien pelkistyminen rikiksi vaatii kuitenkin hyderotermistä vettä, johon on liuennut pelkistäviä kaasuja kuten vetyä (H) ja/tai vetysulfidia H_2​S. Joissakin tapauksissa raudan(II)-mineraalit ovat mahdollisia pelkistäviä tekijöitä. Tällaisen fluidin ei tarvitse olla erityisen kuumaa, jo noin 50 °C lämpötila on riittävä.

Marsissa tiedetään olleen aktiivisia tulivuoria satojen miljoonien tai jopa miljardin vuosien ajan. Näin ollen olosuhteet ovat todennäköisesti hyvinkin sellaisia, että puhdasta rikkiä on syntynyt ja kiteytynyt, joillakin alueilla. Tutkijat ovat esittäneet monia erilaisia prosesseja, joissa rikki voi pelkistyä tietyille alueille, joten jatkotutkimuksia varmasti tarvitaan ennen kuin voidaan varmuudella tietää, kuinka juuri Curiosityn toimialueella Gediz Vallis -kanavassa rikkikiteitä on syntynyt.

 

 

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°

 

 

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

 

 

Komeetta tähtienvälisestä avaruudesta

KAK/ ESA:n tiedote – Tähtitieteilijät ovat vahvistaneet harvinaisen vierailijan löytämisen: komeetta tulee Aurinkokunnan ulkopuolelta.

Löytö on saanut luettelotunnuksen 3I/ATLAS, ja se on hiljattain tunnistettu tähtienvälinen kohteeksi. Se on vasta kolmas laatuaan koskaan havaittu kuuluisien 1I/Oumuamua vuonna 2017 ja 2I/Borisov vuonna 2019 jälkeen. Suomessa ^[1] useampaan kameraan 23.10.202022 tallentunut meteorin aiheuttanutta pienkappaletta pidetään ilmeisesti sen verran vähäpätöisenä, että sille ei ole kansainvälistä I-tunnusta annettu.

Komeetta näkyy himmeänä pisteenä kuvan keskellä. Muut kohteet ovat taustataivan tähtiä, joiden suhteen komeetta liikkuu.  Kuva ESA/Las Cumbres Observatory.

Komeetta havaittiin ensimmäisen kerran 1. heinäkuuta 2025 Asteroid Terricular-impact Last Alert System (ATLAS) -teleskooppilla (Río Hurtado, Chile). Sen epätavallinen suunta herätti heti epäilyksiä kappaleen alkuperäksi tähtienvälistä avaruutta. Tämän vahvistivat myöhemmin tähtitieteilijät ympäri maailmaa, ja kohde sai tunnuksen 3I/ATLAS, mikä osoittaa sen aseman kolmantena tunnettuna tähtienvälisemä matkaajana.

3I/ATLAS on tällä hetkellä noin 670 miljoonan kilometrin etäisyydellä Auringosta ja lähestyy periheliä, jonka se saavuttaa lokakuun lopulla 2025. Periheli on Marsin kiertoradan sisäpuolella. Kappaleen kooksi arvioidaan olevan jopa 20 kilometriä halkaisijaltaan ja sen nopeus noin 60 km/s suhteessa Aurinkoon. Nopeus on sen verran suuri, että se tulee myös poistumaan Aurinkokunnastamme aikanaan. 3I/ATLAS ei aiheuta vaaraa maapallolle, sillä se ei tule lähemmäksi Maata kuin 240 miljoonaa kilometriä, yli 1,5 au:n etäisyydelle.

Heti lähestyvän kappaleen havaitsemisen jälkeen automaattiset havaitsemisjärjestelmät varoittivat ESA:n tähtitieteilijöitä, jotka osallistuvat vanhempien havaintojen kartoitukseen, jotta komeetan rata voitaisiin määrittää mahdollisimman tarkasti. Tämä toiminta ja tehtävä tunnetaan nimellä ‘precovery. ’

ESA-tähtitieteilijät käyttävät kaukoputkia Havaijilla, Chilessä ja Australiassa seuraamaan komeetan etenemistä. Jotkut näistä kaukoputkista ovat ESA: n omistuksessa, ja toisia voidaan käyttää pitkäaikaisten kumppanuussopimusten ansiosta. Nämä ponnistelut ovat osa ESA: n laajempaa tehtävää havaita, seurata ja luonnehtia maapallon lähellä tulevia kohteita (NEO), vaikka 3I/ATLAS ei olekaan yksi niistä.

Lähestyvä 3I/ATLAS on aktiivinen komeetta. Jos se lämpiää riittävästi lähestyessään Aurinkokuntamme sisäosia, se voi tuottaa itselleen pyrstön. Ensimmäiset merkit pyrstön muodostumisesta onkin jo havaittu ja tästä syystä sitä pidetään komeettana. Perihelin aikaan komeetta sijaitsee samalla suunnalla kuin Aurinko Maasta katsottuna. Näin ollen se ei ole näkyvissä, mutta sen odotetaan ilmaantuvan näkyviin joulukuun alussa. Tällöin se on jälleen havaittavissa ja mahdolliset perihelin aikaiset muutokset tulevat näkyviin.

Se, mikä tekee tähtienvälisistä kohteista niin poikkeuksellinen, on alkuperä. Vaikka jokaisella planeettakuntamme planeetalla, kuulla, asteroidilla ja komeetalla on yhteinen alkuperä, tähtienväliset vierailijat ovat todella ulkopuolisia. Ne ovat muiden planeettajärjestelmien jäännöksiä, joilla on erilainen synty- ja kehityshistoria, ja ne voivat kertoa meille paljon lisää maailmankaikkeuden toiminnasta.

Havainnekuva Comet Interceptor mission luotaimista lähestymässä komeettaa. Kuva ESA.

Tulipa komeetat tähtienvälisestä avaruudesta tai omaan Aurinkokuntaamme kuuluvasta Oortinpilvestä, ne tarjoavat mahdollisuuden tutkia niiden ainukertaisia piirteitä ja ominaisuuksia. ESA valmisteleekin operaatiota ”Comet Interceptor mission” ^[2], jossa vuoden 2029 aikana sijoitetaan luotain Maan Lagrangen pisteeseen (L2). Luotain ”pysäköidään” sinne odottamaan sopivaa komeettaa, jonka luotain voisi tavoittaa.

Jos tällainen komeetta havaitaan, niin pysäköity luotain lähettää kaksi mukanaan kuljettamaa pienempää luotainta kohtaamaan tulijan. Kahdella luotaimella voidaan havaita komeetta eri puolilta ja eri etäisyyksiltä, jolloin mahdollisesti saatava data on mahdollisimman monipuolista ja samalla se tarjoaa tarkastella kohdetta 3D-tilassa. Ei ole mitään varmuutta siitä, tuleeko tällaista komeettaa sinä aikana, jonka luotain voi toimia, mutta sillä on kuitenkin paljon paremmat mahdollisuudet onnistua tehtävässä kuin vasta sitten Maasta lähetettävällä luotaimilla.

 

Viitteet

[1] Voit lukea tästä tapahtumasta Avaruusmagasiinin artikkelista ”Tähtienvälinen meteoroidi hipaisi maapallon ilmakehää”  ja Tähdet ja avaruus -lehti no. 2/2023: Mikko Suominen ja Marko Pekkola: ”Suomen yllä viiletti tähtienvälinen meteoroidi.”

[2] Lue artikkeli ”Top five questions Comet Interceptor will help answer” .

Hyödyllistä tietää

Lue myös ESA:n englanninkielinen artikkeli ”How are comets named?”

 

ESA:n Hera-operaatio: Marsin ohitus ja matka Didymokselle

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Hera-avaruusalus suorittaa 12. maaliskuuta 2025 merkittävän ohilennon Marsin ohi osana planeettojen puolustamiseen tähtäävää missiotaan. Marsin gravitaatio muuttaa Heran lentorataa, ohjaten sen kohti Didymos-kaksoisasteroidijärjestelmää ja lyhentäen sen matkaa useilla kuukausilla. Tämä manööveri mahdollistaa myös huomattavan polttoainesäästön.

Marsin Deimos-kuu. Kuva Wikimedia Commons.

Marsin ohituksen aikana Hera käyttää ensimmäistä kertaa tieteellisiä instrumenttejaan Deimoksen, Marsin pienemmän ja vähemmän tunnetun kuun, kuvaamiseen. Hera havaitsi Marsin jo kymmenen vuorokautta ennen ohitusta, jolloin planeetta näkyi avaruusaluksen kameroissa noin kymmenen pikselin kokoisena.

Deimos on kooltaan 15 × 12,2 × 10,4 km ja sen keskietäisyys Marsista on 23 463 km. Sen alkuperä on yhä arvoitus: se onkin epäilty olevan Marsin kiertoradalle vangiksi jäänyt Jupiterin radaltaan siirtämä asteroidi. Monien muidenkin planeettojen kiertoradoilla olevat pienet kuut voivat olla kaapattuja asteroideja, etenkin sellaiset, joiden kiertosuunta on pääkiertosuuntaan vastaan.

Hera kuvaa Deimosin Marsista poispäin kääntyneen puolen, ja nämä kuvat voivat tarjota tärkeitä tietoja Japanin vuonna 2026 toteutettavalle Marsin kuiden tutkimusmatkalle (MMX, Martian Moons eXploration Mission).

 

HERAn tekemän Deimos-kuun ohilennon vaiheet. Klikaa kuvaa suuremmaksi yksityiskohtien näkymisen helpottamiseksi. Kuva ESA.

Ohilennon keskeiset vaiheet

• Hera saapuu noin 5 000 kilometrin etäisyydelle Marsin pinnasta ja vain 300 kilometrin päähän Deimoksesta.
• Marsin ohituksen jälkeen avaruusalus ehtii kuvata myös Marsin toista kuuta, Phobosta.
• Heran nopeus Marsiin nähden pysyy ennallaan, mutta sen suunta muuttuu kohti Didymosta polttoainetehokkaalla kurssilla.

ESA järjestää 13. maaliskuuta 2025 webcast-lähetyksen, jossa seurataan Heran ohilentoa ja sen keräämiä kuvia.

Lisätietoja Deimoksesta. Kuva ESA.

 

Gravitaatioavustukset ja tieteelliset tavoitteet

Useimmat ESAn planeettojenväliset lennot hyödyntävät planeettojen gravitaatiota nopeuden lisäämiseksi tai reitin muuttamiseksi ohilennoillaan. Tällaiset gravitaatioavusteiset radat suunnitellaan ESAn lentodynamiikkaryhmässä Saksassa. Visualisoinnit ja kuvantamisen suunnittelutukea tarjoaa ESAC-tiimi Espanjassa.

Heran instrumentit

Heran käyttämät instrumentit yli 1 000 kilometrin etäisyydellä Deimoksesta ovat:

• Asteroidikuvakamera: Kaksi 1020 × 1020 pikselin monokromaattista näkyvän valon sensoria navigointiin ja tieteelliseen tutkimukseen.
• Hyperscout H: Anturi, joka havaitsee valoa laajalla spektrillä. Se kattaa 25 näkyvän ja lähi-infrapunan spektrialuetta.
• Thermal Infrared Imager: Japan Aerospace Exploration Agencyn (JAXA) kehittämä keski-infrapuna-alueella toimiva kamera, joka kartoittaa pintamaisemia.

Kohti Didymosta

Heran Mars-ohitus asettaa sen radalle kohti lopullista määränpäätään, Didymos-kaksoisasteroidijärjestelmää, johon se saapuu vuoden 2026 lopulla. 

Kaavio HERA-luotaimen tehtävästä. Klikkaa kuvaa suuremmaksi. Kuva ESA.

Didymoksen pääasteroidi on 750 ± 100 metriä halkaisijaltaan, kun taas sen pienempi kumppani, Dimorphos, on vain 170 ± 30 m kokoinen. Kappaleiden välinen keskietäisyys on 1,18 ± 0,03 km ja kiertoaika 0,4958 ± 0,0002 vuorokautta (11h 55m 17,3s ± 0,2s ennen ja 11h 22m 03,4s ± 5,0s jälkeen DART-luotaimen törmäystä). Järjestelmä kiertää Auringon 770 vuorokaudessa (2,11 vuotta). Dimorphoksen rata muuttui NASAn DART-mission törmäyksen seurauksena 26.9.2022.

Osana maailman ensimmäistä asteroidin poikkeutuskokeilua Hera tekee yksityiskohtaisen törmäyksen jälkeisen havainnoinnin kohdeasteroidista. Heran lähettämät tiedot auttavat parantamaan ymmärrystämme asteroidien poikkeutustekniikoista ja siten lisäävät maapallon turvallisuutta tulevaisuudessa. Heran tekemien havaintojen avulla tutkijat muuttavat suuren mittakaavan kokeen hyvin ymmärretyksi ja toistettavaksi planeetan puolustustekniikaksi. 

 

 

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

 

Marsin ”kadonnut vesi” voi olla syvällä kallioperässä

Proceedings of the National Academy of Sciences julkaistussa artikkelissa tutkijat Vashan Wright, Matthias Morzfeld (molemmat Scripps Institution of Oceanography, University of California San Diego, La Jolla) ja Michael Manga (Department of Earth and Planetary Science, University of California Berkeley) esittävät, että Marsin seismisistä järistyksistä tehtyjen tietokonemallinnusten mukaan vettä voisi esiintyä runsaasti syvissä kalliokerroksissa olevissa huokosissa ja ruhjeissa.

Tässä havainnekuvassa InSight -luotain Marsin pinnalla. Luotaimen seismometri sijaitsee sen vasemmalla puolella. Kuva NASA.

Mallinnus käsittää hyvin kapean pisteen NASAn Mars InSight -luotaimen alapuolelta, perustuen luotaimen tekemiin seismisiin mittauksiin neljän vuoden aikana vuosina 2018 – 2022. Vesimäärää arvioidessaan tutkijat tekevät rohkean oletuksen, että jos kallioperän rakenne on samanlainen koko Marsissa, vesimäärä voisi peittää koko planeetan noin kilometrin vahvuiseen vesikerrokseen.

InSight’n havaintopaikalla kallioperän viisi ensimmäistä kiloteriä on hyvin kiinteää ja kuivaa kalliota. Se alapuolella noin 11,5 – 20 km syvyydessä kallioperä on huokoista ja ruhjeista basalttia, jonka huokosiin vesi olisi voinut kertyä. Seimisten mittausten tulkitseminen tukee tätä ajatusta. Vulkaaniset kivilajit, niiden mukana myös basaltti, ovat hyvin usein huokoisia johtuen magmaan (kivisula) liuenneista kaasuista ja vedestä. Magman kohotessa kallioperän syvyyksistä sen hydrostaattinen paine vähenee ja mahdollistaa lauenneiden kaasujen erottumisen kivisulasta. Vapautuessaan kaasu muodostaa erikokoisia kuplia (huokosia) kuin vishy-pulloa avatessa, jotka myöhemmin voisivat täyttyä vedellä.

Marsin kallioperän vesivarantojen hyödyntäminen voi kuitenkin olla vaikeaa, sillä poraustekniikka ei mahdollista (vielä) poraamista tarvittavaan syvyyteen. Maapallolla syvin kairattu reikä on vuonna 1971 aloitettu ja vuonna 1992 päättynyt Kuolan niemimaalle Petsamo-tunturiin kairattu 12,264 km syvyinen reikä. Tässä syvyydessä paine ja lämpötila ovat niin suuria, että kallio muuttuu plastiseksi. Tästä syystä syvemmälle ulottuvat kairaukset ovat mahdottomia. Marsissa plastisuusraja ja lämpötila voivat olla toisenlaisia, joten porakaivon kairaaminen ja veden pumppaaminen voisi olla mahdollista, jos ja kun joskus Marsiin perustetaan siirtokuntia.

Marsissa on paljon helpommin saavutettavissa olevia vesivaroja. Etelänavan läheisyydessä on useamman kilometrin paksuinen jäätikkö, joka pääosin on vettä. Jäätiköstä sulattamalla saadaan riittävästi vettä isonkin siirtokunnan tarpeisiin. Kyse on kuitenkin teknisesti vaativa, sillä jään sulattaminen vaatii runsaasti energiaa.

Muuallakin Marsissa on paikka paikoin pinnanalaisia jäätiköitä, joiden hyödyntäminen on mahdollista. Ovatko ne riittävän lähellä niitä alueita joihin siirtokuntia haluttaisiin perustaa, on kokonaan toinen juttu.

Marsin veden historia tunnetaan kohtuullisen hyvin. Marsin ilmakehä oli yli 3 miljardia vuotta sitten paksumpi ja silloin arvellaan planeetan pinnalla olleet olosuhteet sellaisiksi, että nestemäisen veden esiintyminen oli mahdollista. Marsin jäähdyttyä ja magneettikentän heiketessä ja lopulta kadotessa, aurinkotuuli vei mennessään niin ilmakehän kuin ison osan vedestä. Nykyisin ilmakehästä on jäljellä vain vähäiset rippeet ja vesihöyryäkin esiintyy ilmakehässä vain sen verran, että se on vaivoin havaittavissa. Muistoina muinoin vallinneista lämpimimmistä ja kosteammista olosuhteista Marsin pinnalla on edelleen jälkiä jokiuomista, järvistä, jopa pohjoisella pallonpuoliskolla olevasta merestä, sedimenteistä ja maaperän kerrostumista. Sen sijaan pinnan alla olevat vesivarastot ovat voineet säilyä muuttumattomina meidän päiviimme asti.

Aina kun aiheena on vesi toisilla taivaankappaleilla kuin Maassa, esiin nousee kysymys mahdollisesta elämästä näissä paikoissa. Näin tälläkin kertaa. Tutkijat kuitenkin ennakoivasti painottavat, että he eivät väitä löytäneensä elämää Marsista, vaikkakin senkin mahdollisuutta tutkijoilta kysyttiin. Maapallolla elämä perustuu veteen ja sen kiertoon ja vaikka luultavasti se on muuallakin perusehto, kaikki tästä eteenpäin on pelkkää spekulaatiota. Elämän ei kuitenkaan tarvitse perustua veteen, sillä ainakin teoreettisella tasolla monet muutkin liuottimet saattavat ylläpitää elämän kiertokulkua. Elämän syntyminen muunlaisiin olosuhteisiin on melko varmasti hyvin paljon vaikeampaa kuin veteen perustuen, joten tutkijoiden kannattanee sijoittaa käytettävissä olevat resurssinsa juuri vesipitoisiin paikkojen tutkimiseen.