The Suuri komeetta

Tutkijat ovat onnistuneet määrittämään komeetan 2014 UN271 (Bernardinelli-Bernstein) koon. Aikaisemmin sen arvioitiin olevan suuri, mutta sen todellista kokoa ei tiedetty.

Tähän asti suurin komeetta on ollut vuonna 1995 löydetty ja seuraavana vuona nähty Hale-Bopp. Sen halkaisijaksi tutkijat laskivat peräti 74 km. Komeetta näkyi Suomenkin yötaivaalla hyvin kirkkaana keväällä 1996 ja siitä pystyi tekemään havaintoja jopa heti kaupunkien (Tampere) keskustan ulkopuolella.

Tämä Dark Energy Survey (DES) -tutkimuksen kuva komeetta Bernardinelli-Bernstein’stä on otettu 570 megapikselin Dark Energy Camera (DECam) -kameralla, joka on asennettu Víctor M. Blancon 4 metrin teleskooppiin Cerro Tololo Interissä. -American Observatory (CTIO) Chilessä. Nämä kuvat näyttävät komeetan lokakuussa 2017, jolloin se oli 25 au päässä, vain hieman Neptunuksen etäisyyttä lähempänä.

Bernardinelli-Bernsteinin komeetan (täsmälleen keskellä) arvioidaan olevan noin tuhat kertaa massiivisempi kuin tyypillinen komeetta, joten se on luultavasti suurin nykyaikana löydetty komeetta.

DECam on suunniteltu erityisesti DES:ää varten, ja DOE ja NSF toimivat vuosina 2013 – 2019. DECam on DOE:n rahoittama, ja se rakennettiin ja testattiin DOE:n Fermilabissa. DES:n tehtävänä oli kartoittaa 300 miljoonaa galaksia yötaivaan 5000 neliöasteen alueella, mutta kuuden vuoden havaintojensa aikana se havaitsi myös monia komeettoja ja trans-Neptunisia kohteita, jotka sattuvat kuvakenttään.

Dark Energy Surveyn tietojen analysointia tukevat Department of Energy (DOE) ja National Science Foundation (NSF), ja DECam-tiedearkistoa kuratoi Community Science and Data Center (CSDC) NSF:n NOIRLabissa. CTIO ja CSDC ovat NOIRLabin ohjelmia. 

Kuva Dark Energy Survey/DOE/FNAL/DECam/CTIO/NOIRLab/NSF/AURA/P. Bernardinelli & G. Bernstein (UPenn)/DESI Legacy Imaging Surveys.

Tutkijat Pedro Bernardinelli (Washingtonin yliopisto) ja Gary Berstein (Pensylvanian yliopisto) havaitsivat komeetan Dark Energy Survey kuva-aineistosta. Kuvat oli otettu vuonna 2014, josta syystä komeetan luettelotunnukseen tuli vuosi 2014. Komeetta oli hieman liikkunut seuraavina vuosina, joten sen täytyi olla Aurinkokuntamme kohde.

Ratalaskelmat osoittivat sen olevan peräisin Oortin pilvestä ja yhteen kierrokseen kuluu aikaa 5,5 miljoona vuotta. Etäisimmillään komeetta on noin valovuoden etäisyydellä Auringosta. Tällä hetkellä komeetta on lähestymässä Aurinkokuntamme sisäosia ja se saavuttaa ratansa perihelin vuonna 2031. Perihelietäisyys Auringosta on noin hieman suurempi kuin Saturnuksen keskietäisyys. Valitettavasti suuri perihelietäisyys tekee komeetasta himmeä, se ei tule paljain silmin havaittavaksi suuresta koostaan huolimatta.

Kuinka suuri se sitten on? Tutkijat pyrkivät määrittämään komeetan koon niiden lähestyessä tai poistuessa perihelistään siinä vaiheessa, kun komeetalla ei ole komaa ja pyrstöä, jolloin saadaan mitattua sen tarkka koko suhteellisen tarkasti. Koon määrittäminen ei yleensä ole helppoa, koska tutkijat joutuvat olettamaan komeetan albedon, siis valonheijastuskyvyn. Se kuitenkin vaihtelee eri komeetoilla ja sen lisäksi useimmat komeetat ovat hyvin tummia, joten laskettu koko sisältää melkoisen suuren epätarkkuuden.

Tällä kertaa tutkijat Emmanuel Lellouch'n johdolla (Observatoire de Paris) komeetan koko arvioitiin mittaamalla komeetan mikroaaltosäteilyä, joka tulee komeetan kiinteästä osasta, ytimestä. Havaintovälineenä oli Etelä-Amerikassa sijaitseva Atacama Large Millimeter Array ja mittaukset tehtiin elokuussa 2021. Silloin komeetta oli 19,6 au etäisyydellä. Mikroaalloilla komeetan ytimestä heijastuneet eri aallonpituudet mahdollistivat sen ytimeen koon määrittämisen, joka on noin 137 km.

Vaikka komeetta ei tulekaan kovin lähelle maapalloa, tutkijoilla on oiva tilaisuus tehdä havaintoja todellisesta Oortinpilven komeetasta. Erityisesti komeetan kemiallinen koostumus kiinnostaa tutkijoita, sillä se on mitä ilmeisimmin sitä alkuperäistä ja muuttumatonta materiaalia, mistä koko Aurinkokuntamme on muodostunut. Vaikka emme tiedä kuinka monta kierrosta komeetta on tehnyt nykyisellä radallaan, niin tutkijat eivät usko sen materiaalin kovinkaan paljoa muuttuneen alkuperäisestä.

Komeetat eivät ole ikuisia ja muuttumattomia, sillä jokaisen perihelin ohituksen aikaan ne yleensä menettävät merkittävän osan pintamateriaalistaan Auringon lämpösäteilyn ja tihentyvän aurinkotuulen vaikutuksesta. Lisäksi jäljelle jääväässä osassa tapahtuu kemiallisia reaktioita, jotka voivat tuottaa yhdisteitä (tholiineita), joita alkuperäisessä materiaalissa ei ole. Tholiini ovat tummia kemiallisia yhdisteitä, jotka tummentavat komeetan pintaa merkittävästi. Mitä useammin komeetta on perihelinsä ohittanut, sen pienempi ja tummempi se on. Tutkijat arvioivatkin, että lyhyellä (< 200 vuotta) kiertoradalla olevat komeetat voivat tehdä enintään noin tuhat perihelin ohitusta ennen kuin ne katoavat kokonaan.

Havaintovinkki: komeetta C/2013 US10 (Catalina)

Komeetta Catalina on kuvattu 6. Joulukuuta 2015 La Cañada
observatoriossa Espanjassa.
Kuva Juan Lacrus/Wikimedia Commons.

Komeetta C/2013 US10 löydettiin 31 lokakuuta 2013 eteläiseltä tähtitaivaalta. Sen arvioidaan olevan Oortin pilven komeetta ja ensimmäistä kertaa aurinkokunnan sisäosissa.

Komeetan periheli oli 15. marraskuuta ja pohjoiselle tähtitaivaalle se siirtyi 18. joulukuuta viime vuonna. Maapalloa lähinnä se oli 17. tammikuuta, jolloin etäisyyttä oli 0,72 au (noin 108 miljoonaa km).

Komeetan kirkkauden kehitys on ollut maltillista ja paljain silmin se tuli näkyväksi viime lokakuussa (kirkkaus ylitti 6^m rajan). Tällä hetkellä se on Ison karhun tähdistössä ja suhteellisen helposti havaittavissa ainakin kiikareilla. Komeetan kirkkaus on ennusteen mukaan noin 5,2^m luokkaa ja havainnot ovat osoittaneen sen tosikirkkauden olevan aika lähellä ennakoitua, ehkä aavistuksen verran vähemmän.

Komeetta siirtyy Isosta karhusta ensin Lohikäärmeeseen (20.1.) ja sitten Kirahviin (26.1.). Tammikuun loppupuolella sen kirkkaus vähenee himmeämmäksi kuin 6^m, joten sen jälkeen komeetan paikka täytyy katsoa etsintäkartasta. Valokuvattavissa se on koko kevään ajan niin kauan kuin pimeitä öitä riittää, eli Tampereen seudulla huhtikuun jälkimmäiselle puoliskolle.

Komeettojen arvoitus

Oortin ja Hillsin komeettapilvet aurinkokunnassa.
Kuva Wikimedia Commons.

Osa 1

Komeetat syntyivät aurinkokunnan alkuaikoina ^[1] kaukana Neptunuksen radan ulkopuolella ja muodostavat nykyisin Oortin ^[2] pilvenä tunnetun pallomaisen alueen. Oortin pilvessä on miljardeja komeettaytimiä ja kaukaisimmat niistä ovat noin yhdestä kahteen valovuoden etäisyydellä^[3] Auringosta. Näin etäällä niihin kohdistuva Auringon lämpösäteily on hyvin minimaalista ja niinpä Oortin pilven komeetat ovatkin muuttumatonta ainetta aurinkokunnan syntyajoilta.

Kaukaisimmat Oortin pilveen syntyneet komeettaytimet ovat puhtaimmillaan vain jäistä muodostuneita kappaleita. Jäänä esiintyviä aineita vesijään (H₂O) lisäksi ovat hiilimonoksidi (CO), hiilidioksidi (CO₂), metaani (CH₄), cyaani(CN), cyaanivety (HCN), ammoniakki(NH₃), ammonium (NH₄⁺), formadehydi (H₂CO) sekä hyvin pieniä määri orgaanisia yhdisteitä (etaani, etanoli, glysiini (amonohappo) yms.).  

Lähempänä Aurinkoa syntyneisiin komeettaytimiin on sekoittunut enemmän tai vähemmän erilaisia mineraaleja. Yleisimmät mineraalit ovat muodostuneet piistä (Si), hapesta (O), raudasta (Fe) ja muista rautaryhmän alkuaineista. Mineraalit ovat muodostaneet pölyä tai jopa pieni kiviä.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa tullaan, sitä enemmän komeettojen materiasta on pölyä ja kiveä. Niinpä Oortin pilven sisäreunan komeetoista kiviainesta saattaa olla niin paljon, että niiden erottaminen varsinaisista asteroideista voi olla vaikeaa. Havaintojen mukaan joukolla asteroideja on komeettamaisia piirteitä ja joukolla komeetoilla on joitakin asteroideille tyypillisiä ominaisuuksia. Näin ollen mitään rajaa komeettojen ja asteroidien välille on vaikea vetää.

Komeettojen radat Oortin ja Hillsin pilvissä eivät ole stabiileja vaan muuttuvat ajan kuluessa. Syitä muutoksiin on useita, mutta merkittävimmät syyt ovat lähitähtien ohitus ja komeettojen keskinäiset gravitaatiohäiriöt. Häiriöt muuttavat vähäisessä määrin kappaleiden ratoja ja muutosten seurauksena vuosittain muutamia kymmeniä komeettoja suuntaa kulkunsa aurinkokunnan sisäosia kohti.

Lähestyessään aurinkokunnan sisäosia, komeetoissa tapahtuu perustavaa laatua olevia muutoksia. Lisääntynyt uv-valo saa aikaan kemiallisten reaktioiden sarjan, jonka seurauksena komeettojen pinnalle syntyy orgaanisten^[4] yhdisteiden kerrostumia. Kemiallisten yhdisteiden muodostumista tapahtuu merkittävästi jo Hills’in pilvessä. Tämän seurauksena komeettojen valoa heijastava ominaisuus vähenee, toisin sanoen ytimet tummuvat ja tummeneminen on sitä nopeampaa mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetat tulevat.

Komeetan rakenne. Kuva Wikimedia Commons.

Komeetta aurinkokunnan sisäosassa

Jos aurinkokunnan sisäosia lähestyvän komeetan radan periheli on riittävän lähellä Aurinkoa, niin noin Jupiterin radan tienoilla komeetalle syntyy ensin koma^[5] ja myöhemmin pyrstö. Ne muodostuvat lämmön vaikutuksesta tapahtuvasta sublimaatiosta helposti haihtuvista jäistä. Toisin sanoen, komeetasta haihtuu vettä ja muita kaasuja. Vapautuva vesi- ja kaasumäärä on sitä suurempaa mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetta etenee.

Kaasupyrstössä tapahtuu uv-valon vaikutuksesta yhdisteiden (veden) hajoamista ja ionisoitumista. Ionisoitunut kaasu aiheuttaa liikkeillään ja määrän vaihteluillaan komeetalle indusoituneet magneettikentän, johon puolestaan aurinkotuulen varautuneet hiukkaset (elektronit ja protonit) saavat aikaan oman vaikutuksensa. Näin ollen komeetan ympärille syntyy oma lähiavaruuden avaruussää, jota vasta viime vuosina on pystytty tutkimaan.

Haihtuvien kaasujen vapautuminen irrottaa komeetan kuorikerroksesta myös pölyjä. Pöly muodostaa komeetalle toisen pyrstön, jonka suunta poikkeaa kaasupyrstön suunnasta. Syy tähän on valonpaine, jonka vaikutus on voimakkaampaa pölyhiukkasiin kuin kaasuihin. Pölypyrstö suuntautuu kutakuinkin aina Auringosta poispäin riippumatta komeetan liikesuunnasta. Pölypyrstö näkyy heijastamalla auringonvaloa, kun taas kaasupyrstö emittoi valoa, joka syntyy elektronien rekombinaatiosta atomiytimien orbitaaleille.

Komeetan lähestyessä Aurinkoa, sen tulevaisuus riippuu perihelipisteen etäisyydestä. Jos komeetat ovat Aurinkoa hipovilla radoilla, ne voivat tuhoutua voimakkaasta haihtumisesta ja ytimen heikosta rakenteesta johtuen. Hieman kauempana, tai jos komeetta on riittävän isokokoinen, hajoaminen voi olla vain pirstoutumista pienemmiksi komeettaytimiksi, jotka jatkavat samalla radalla. Näin syntyy komeettaperheitä, joiden radat muistuttavat toisiaan. Tunnetuin auringonhipoja-komeettaperhe on Kreutzin ryhmä johon on kuulunut useita kymmeniä komeettoja. Kreutzin ryhmä ei kuitenkaan ole ainoa auringonhipojien ryhmä vaan nykyisin tunnetaan jo muitakin.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) ei
kestänyt periheliohitusta vaan
pirstoutui kokonaisuudessaan.
Kuva Nasa/Soho.

Pirstoutumista voi tapahtua muustakin syystä kuin haihtumisen heikentämien rakenteiden pettämisenä. Periheliohituksen aikana komeetan sisään voi kertyä nestemäistä vettä ja kaasuja sisältämiä taskuja. Paine näissä taskuissa voi ylittää kiinteän aineen koheesio- ja adheesiovoimista johtuvan lujuuden, jonka seurauksena komeetassa tapahtuu purkaus. Purkaus voi olla niin raju, että itse komeettaydin pirstoutuu.

Silloin tällöin käy niin, että alun perin hyperbolisella radalla aurinkokunnan sisäosia lähestyvä komeetta joutuu Jupiterin gravitaation vaikutuspiiriin. Tämän seurauksena komeetan rata muuttuu tavalla tai toisella. Usein rata muuttuu lyhytkestoisemmaksi (kiertoaika alle 200 vuotta), jolloin niistä puhutaan Jupiterin komeettaperheenä^[6]. Ratamuutos voi tietysti aiheutua myös muiden planeettojen lähiohituksesta. Tunnetuin lyhytkestoisista komeetoista on Halleyn-komeetta, jonka kiertoaika on 76 vuotta. Halleyn komeetan alkuperänä pidetään kuitenkin Oortin pilveä.

Lyhytkestoisella radalla olevat komeetat joutuvat säännöllisesti alttiiksi voimistuneelle lämpösäteilylle. Tämän seurauksena komeetat menettävät vettä ja muita haihtuvia kaasuja suhteellisen nopeasti. Tutkijat arvioivatkin, että yksi yksittäinen komeetta tekee korkeintaan noin 1 000 kierrosta Auringon ympäri ennen täydellistä haihtumistaan.  Yhden periheliohituksen aikana komeetan säde pienenee noin 1–2 metrillä riippuen perihelietäisyydestä.

Paluu

Alkuperäisellä radalla tai radalla, jossa tapahtuneet muutokset ovat olleet vähäisempiä, komeetta palaa takaisin Oortin pilveen. Jos paluurata on hyperpeli, komeetta poistuu Auringon vaikutuspiiristä tähtienväliseen avaruuteen. Jos paluurata on paraabeli tai ellipsi, komeetta pysyttelee aurinkokunnassa, mutta palaa aurinkokunnan sisäosiin vasta tuhansien tai jopa kymmenientuhansien vuosien kuluttua.

Huomautukset

[1] Kaikki Aurinkoa kiertävien kappaleiden ajatellaan syntyneen protoaurinkoa kiertäneestä protoplanetaarisesta kiekosta tiivistymällä. Protoplanetaarisen kiekon lämpötila oli korkeampi lähellä protoaurinkoa ja viileni sitä mukaa mitä kauemmas vielä voimakkaasti kehittyvästä Auringosta siirryttiin.

Lämpötilajakauma jaotteli protoplanetaarisen kiekon ainesisällön siten, että korkeammassa lämpötilassa tiivistyvät aineet (mineraalit) kiteytyivät kiinteään olomuotoon lähempänä Aurinkoa kuin matalammassa lämpötilassa tiivistyvät (vesi, hiilidioksidi, häkä, metaani jne.) Tästä syystä kivestä muodostuneet planeetat ovat lähempänä Aurinkoa kuin runsaasti kevyitä alkuaineita sisältävät jättiplaneetat.

Komeetat, jotka muodostuivat suurimmaksi osaksi useiden eri aineiden muodostamista jäistä, syntyivät hyvin kaukana Auringosta. Komeettaytimien ajatellaan kuitenkin tiivistyneen nykyistä sijaintia paljon lähempänä mutta sinkoutuneet aurinkokunnan ulkorajalle suurten planeettojen (Jupiter, Saturnus, mahdollisesti Uranus ja Neptunus) aiheuttamista gravitaatiohäiriöistä johtuen.

Tähtitieteilijä Harold F. Levison (Southwets Research Institute, Boulder, CO) ehdotti vuonna 2010, että Oortin pilveen olisi tullut myös kaapatuksi merkittävästi tähtien välisessä avaruudessa ajelehtineita komeettaytimiä.

[2] Komeettapilven ajatuksen julkaisi vuonna 1950 alankomaalainen tähtitieteilijä Jan Oort (28.4.1900–5.11.1992). Komeettapilveä alettiin kutsua ajatuksen esittäjän mukaisesti Oortin pilveksi. Suoranaisia havaintoja ei pilvestä ole tehty, mutta sen olemassa olo on osoitettu välillisesti komeettojen ratoja tutkimalla. Aivan tuoreimmat tutkimukset tähtiä ympäröivista materiasta osoittavat Oortin pilven kaltaisten rakenteiden olemassa olon.

Oort itse päätteli pilven olemassa olon siten, että hän huomasi pitkäkestoisten komeettojen ratojen aphelin olevan useimmiten lähellä 20 000 au. Nykyisin pilven olemassa olo on tutkijoiden yleisesti hyväksymä.

Lähes Oortin pilven kaltaisen ajatuksen esitti jo vuonna 1932 eestiläinen Ernst Öpik 10.10.1893–10.9.1985), joka päätteli komeettojen muodostavan jonkinlaisen pilven Pluton radan ulkopuolelle. Tästä syystä joskus käytetään komeettapilvestä nimitystä Öpik-Oortin pilvi.

Oortin pilvien katsotaan jakaantuvan kahteen osaan: pallon muotoiseen ulko-osaan ja munkkirinkilän muotoiseen sisäosaan. Sisäosa sijaitsee 2 000–20 000 au etäisyydellä Auringosta.  Sisäosan pilvi tunnetaan myös Hillsin pilvenä löytäjänsä J.G. Hills’n mukaan vuonna 1981 julkaistuun tutkimukseen perustuen. Hillsin pilven komeettojen lukumäärä on paljon runsaampi (~10×) kuin ulko-osan ja ne ovat luonnollisesti voimakkaammin Auringon gravitaation vaikutuspiirissä.

[3] Etäisyysarviot vaihtelevat eri lähteissä. Yleisesti arvioidaan Oortin pilven ulkoreunan sijaitsevan noin 50 000 au (noin 0,8 valovuotta) etäisyydellä Auringosta, mutta toiset tutkijat arvioivat sen olevan kaksin (1,6 ly) tai jopa nelinkertaisella (>3 ly) etäisyydellä.

[4] Orgaaniset yhdisteet ovat hiiliyhdisteitä ja niiden syntymistapa on epäorgaaninen, siis puhtaasti kemiallinen prosessi. Orgaanisten yhdisteiden olemassa olo ei siis merkitse sitä, että komeetoissa (tai missään muuallakaan vastaavissa olosuhteissa) niitä synnyttäisivät elävät organismit.

Komeetta 17P/Holmesin koma oli suurempi
kuin Aurinko. Kuva  Kari A. Kuure.

[5] Koma on komeettaytimen ympärille kehittyvät harvasta kaasusta ja pölystä muodostunut ”ilmakehä”. Koman koko voi olla satojatuhansia kilometrejä tai jopa yli miljoona kilometriä halkaisijaltaan. Näin suuria komia oli esimerkiksi vuoden 1811 Suurella komeetalla ja 17P/Holmesilla vuonna 2007.

Koman muoto määräytyy ainemäärän ja tiheyden lisäksi siihen kohdistuvan auringonvalon säteilypaineen ja aurinkotuulen kohdistamasta dynaamisesta paineesta. Paineen ylittäessä gravitaatiovoiman koma venyy pyrstöksi. Pyrstö muodostuu komeetan lähestyessä Aurinkoa noin 1,5 au etäisyydelle.

[6] Kaikki lyhytkestoiset komeetat eivät ole Jupiterin ratoja muuttavan gravitaation vaikutuksen vuoksi päätyneet radalleen, vaan joukossa on kappaleita, jotka ovat alun perin syntyneet tai joutuneet alle 50 au etäisyydelle ulottuvaan Kuiperin vyöhön. Lyhytkestoisten komeettojen radat ovat Oortin pilvestä peräisin olevien komeettojen ratoja stabiileimmilla radoilla ja tästä syystä useimmat niistä ovat myös syntyneet vyössä.

Aurinkokuntamme ulko-osassa planeettoja?

WISE-observatorion erotuskyvyn rajat
planeettojen koon mukaan.
Kuva Penn State University

Tutkijoita on jo pitkään mietityttänyt ajatus siitä, että aurinkokuntamme ulko-osassa, kaukana Neptunuksen radan ulkopuolella saattaa olla planeettoja. Auringon valo ei riitä valaisemaan niitä riittävästi, jotta ne olisivat havaintolaitteillamme löydettävissä. Erityisesti huuhaa-piirit ovat väittäneet Aurinkokunnan ulko-osissa piileskelevän planeetan, jolle on annettu useita eri nimiä, kuten Planeetta X tai Nibiru, joskin mitään todisteita siitä ei tutkimuksissa ole löytynyt.

Olipa niin tai näin, tutkijamme pyrkivät selvittämään asiaa kaikin käytettävissä olevin keinoin. Jo toimintansa päättänyt WISE-observatoriolla havaittiin aurinkokunnan ulko-osia infrapunaisella aallonpituudella. Infrapunainen valo sopii tämän tyyppiseen tutkimukseen paremmin kuin näkyvä valo, sillä kaikki kappaleet säteilevät infrapunaista valoa, riippumatta siitä kuinka kaukana ne ovat Auringosta. Esimerkiksi kaikki suuret planeetat Jupiterista Neptunukseen aurinkokunnassamme säteilevät [1] enemmän infrapunaista valoa kuin mitä ne vastaanottavat Auringosta.

Tammikuussa julkaistu tutkimus [2] osoitti, että Neptunuksen radan takaisessa Kuiperin vyössä [3] ei piileksi Jupiterin kokoista planeettaa ainakaan lähempänä kuin 26 000 au. Saturnuksen kokoista planeetta ei ole lähempänä kuin 10 000 au. Tämä ei kuitenkaan merkitse sitä, ettei esimerkiksi Merkuriuksen kokoista planeettaa voisi esiintyä lähempänä, mutta se on vain liian himmeä tullakseen havaituksi. Jopa Super-Maan kokoisia planeettoja alueella voisi olla ilman, että ne näkyisivät vielä meidän nykyisissä havaintolaitteissa [4].

Havaitsemisen vaikeutta korostaa vielä toinenkin tosiseikka kuin planeetan koko. Se on tieto siitä, että Kuiperin vyöhön[5] ja sen ulkopuolelle kätkeytyvän planeetan ei tarvitse kiertää Aurinkoa lähellä ekliptikan tasoa [6], kuten tunnetut planeetat. Etsintäalue on laaja ja avaruudessa olevien observatorioiden havaintoaika on rajallista, joten jos joku merkittävän kokoinen planeetta tai edes kääpiöplaneetta kuvakenttään sattuu, sitä on pidettävä erittäin onnekkaana sattumana.

Aivan muutama päivä sitten julkaistiin [7] löytö, joka saattaa osoittaa, että Kuiperin vyöhön ja etenkin sen ulkopuolelle voi todellakin kätkeytyä yllätyksiä. Kyseessä on tunnuksen 2012 VP₁₁₃ saanut ja noin 450 km kokoinen kappale. Se tulee radallaan korkeintaan 80 au etäisyyteen Auringosta, ja radan etäisin piste sijaitsee jopa 472 au etäisyydellä. Jos ja kun useimmat TNO-kohteet ovat todistettavasti suurimmaksi osaksi jäätä, 450 km kokoinen kappale voi olla muodoltaan pallo. Näin ollen muodon ja rakenteen varmistuttua, 2010 VP₁₁₃:n status voidaan määrittää kääpiöplaneetaksi.

Uusi löytö vahvistaa sitä käsitystä, että Kuiperin vyön ulkopuolella (ennen Oortin pilveä) on Aurinkoa kiertäviä kappaleita kohtuullisen runsaasti. Mielestäni on vain ajankysymys milloin löydetään Erisin ja Pluton kokoisia kääpiöplaneettoja, joita voi alueella olla useita kymmeniä. Joukkoon saattaa mahtua muutama isompikin kappale.

Huomautukset

[1] Suurten planeettojen kohdalla ylimääräinen energia voi vapautua kahdesta prosessista: heliumin tiivistymisestä nesteeksi (Jupiter) tai koko planeetan vähäisestä mutta edelleen jatkuvasta tiivistymisestä.

[2] Tutkimusta johti Kevin Luhman (Center for Exoplanets and Habitable Worlds at Penn State University, University Park, Pa) ja se julkaistiin Astrophysical Journal tiedejulkaisussa. Tutkimuksen päätutkijana toimi Ned Wright (University of California, Los Angeles).

[3] Kääpiöplaneetta on muodoltaan kutakuinkin pallomainen, Aurinkoa kiertävä kappale. Sen massa on kuitenkin sen verran vähäinen, että se ei kykene poistamaan radaltaan toisia samalla radalla olevia kappaleita.

Jäinen kappale muotoutuu oman gravitaationsa vaikutuksesta pallomaiseksi, jos sen halkaisija on muutamia satoja kilometrejä. Kivestä koostuvan kappaleen täytyy olla kooltaan kutakuinkin kaksinkertainen, eli noin 400–800 km ennen kuin muotoutuminen pallomaiseksi tapahtuu. Tällä hetkellä kääpiöplaneetoiksi on määritelty Ceres (pääasteroidivyöhykkeellä), Pluto, Eris, Makemake ja Haumea, joista neljä viimeistä kaikki sijaitsevat Kuiperin vyössä.

[4] Maapallon kokoinen kappale olisi havaittu arviolta noin 150–200 au etäisyydeltä riippuen sen koostumuksesta ja pinnan heijastusominaisuudesta, albedosta.

[5] Kuiperin vyö on Neptunuksen radan ulkopuolelle sijoittuva asteroidivyöhyke, jonka kappaleet kiertävät Aurinko jokseenkin ekliptikan tasossa. Yksittäisten kappaleiden ratojen inklinaatiot (kaltevuus ekliptikan suhteen) vaihtelevat suuresti. Kuiperin vyön ulkorajana pidetään noin 50 au etäisyyttä Auringosta, vaikka aivan tarkka se ei ole. Onko raja todellinen vai johtuuko se havaintotarkkuuden ja laitteiden herkkyyden rajallisuudesta onkin sitten tärkeä kysymys, johon ei vielä ole vastausta olemassa.

[6] Ekliptika on maapallon ratataso Auringon ympäri. Kaikki planeetat kiertävät suunnilleen samassa tasossa Maan kanssa, suurin poikkeama (7°) on Merkuriuksella.

[7] Tutkijoina ovat Chadwick Trujillo (Gemini Observatory) ja Scott Sheppard (Carnegie Institution for Science), tutkimus julkaistiin Nature-tiedejulkaisussa.