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

 

Auringonpimennyksen aikana hyvin harvinainen tilanne valokuvattavaksi

Ensi maanantaina 8.4. tapahtuu täydellinen auringonpimennys, jollainen tuskin koskaan toistuu. Itse auringonpimennyksessä ei ole mitään kummallista, reilun neljänminuutin kestoltaan (täydellisen pimennyksen kesto) sijoittuu keskikastiin. Sen sijaan taivaalla täydellisen pimennysvaiheen aikana on nähtävissä hyvin paljon muuta. Valitettavasti emme pysty näkemään pimennystä täällä Suomessa, mutta puolen sataa suomalaista on Yhdysvalloissa Ursan järjestämällä pimennysmatkalla, joten ehkäpä saamme myös tuoreita terveisiä siitä mitä todella taivaalla näkyi.

Täydellisen pimennyksen reitti  on piirretty kaavioon sinisellä viivalla ja Kuun varjon muotoa kuvaavilla ellipseillä. Kuva NASA/Eclipse We Site.

Täydellinen pimennysalue kulkee Meksikosta koilliseen ylittäen Yhdysvallat ja Kanadan itärannikkoa ja päättyy Pohjois-Atlantille. Pimennys on pitkäkestoisin Meksikon pohjoisosassa ja se tapahtuu 21.17.44 Suomen aikaa.

Varsinaisesti pimennys alkaa eteläisellä Tyynellämerellä kello 16.38.44 UT aikaa Kuun varjon koskettaessa merenpintaa. Varjo siirtyy kohti koillista ja saavuttaa Meksikon rannikon hieman ennen pimennyksen pisintä kestoa, joka tapahtuu kello 18.17.13 UT aikaa. Varjon liike jatkuu tämän jälkeen Yhdysvaltojen puolelle, josta se siirtyy Kanadan rajan yli noin kello 19.20 UT. Kanadan Atlantin puoleisen rannikon varjo jättää taakseen noin kello 19.40 UT ja varjo erkaantuu jälleen merenpinnasta kello 19.55.29 UT aikaa Pohjois-Atlantilla. Islannissa on mahdollisuus havaita pimennyksen viimeisiä hetkiä auringonlaskun aikaa, jolloin noin 50 % Auringosta on peittyneenä Kuun taakse.

Kuvakaappaus Skysafari-ohjelman ruudulta, jossa näkyy runsaasti kohteita pimentyneen Auringon ympärillä. Tämä on todella harvinainen tilanne, joka tuskin koskaan tulee toistumaan. Kuva © Kari A. Kuure/SkySafari7.

Täydellisellä pimennysvyöhykkeellä on taivaalla näkyvissä myös muita kohteita. Kuun takaa loistavan koronan lisäksi siitä ylös ja oikealla pitäisi näkyä komeetta 12P/Pons-Brook, joka viimeisimpien havaintotietojen mukaan on kirkastunut paljain silmin näkyväksi. Sen vieressä vasemmalla on kirkkaana näkyvä Jupiter, jota voi käyttää kiintopisteenä komeetan etsinnässä, jos komeetan kirkkaus ei aivan silmiin pistävä olisikaan. Jupiterista hieman ylös ja vasemmalle on Uranus, jonka sinivihreä väri paljastaa planeetaksi paljain silmin katselevalle. Kiikarilla se tietysti näkyisi loistavasti, jos joku malttaisi koronan ihastelulta sitä taivaalta etsiä.

Komeettaa ja Jupiteria lähempänä Auringon koronaa on Merkurius, joka sekin pitäisi helposti näkyä paljain silmin. Auringosta oikealle ja alas on näkyvissä kirkas Venus, josta ei voi erehtyä. Edelleen samaan suuntaan mentäessä seuraavana on vuorossa Neptunus, joka kuitenkin on aivan liian himmeä näkyäkseen paljain silmin. Samaan suuntaan edetessä seuraavana ovat Saturnus ja Mars, jotka ovat hyvin lähellä toisiaan. Kaikki nämä kohteet ovat siis hyvin lähellä zeniittiä, joten paras havaintoasento on makuullaan tai ainakin puolimakaavassa asennossa esimerkiksi retkituolissa istuen.

Monipuolisen ja monikohteisen havainnoinnin ongelmaksi voi osoittautua, että havaintoaika jää vain reilun 4 minuutin mittaiseksi ja itse koronan ilmiöitäkin pitäisi ehtiä havaitsemaan ja ihastelemaan. Ratkaisun voisi tuoda valokuvaaminen ja videoiminen. Kamera raksuttelemaan kuvia peräjälkeen omia aikojaan tai videota tallentamaan tai molemmat). Neptunus saattaa näilläkin keinoin olla vaikea kohde saada kuviin, sillä kaikkien kohteiden kirkkaudet ovat hyvin erilaisia ja vaativat erilaisia valotuksia. Tarvittaneen kaksi kameraa erilaisilla valotusajoilla kuvia ottamaan. Neptunus ja Uranus ovat himmeimpiä mutta ei Marsin ja Saturnuksenkaan kirkkaudet kovin suuria ole. Aina kuitenkin kannattaisi yrittää, sillä tämä tilanne ei toistu ehkä koskaan.

Venus on edelleen vulkaanisesti aktiivinen

Uusimpien tutkimusten mukaan Venus näyttää olevan edelleen vulkaanisesti aktiivinen ja tulivuorten purkauksia tapahtuu vuosittain. Tällaiseen tulokseen on tullut geofyysikko Robert Herrick Alaskan yliopistosta (Fairbanks) ja insinööri Scott Hensley NASAn Jet Propulsion Laboratoriosta (Kalifornia). Heidän tutkimusraporttinsa on julkaistu Science -lehdessä 15.3.2023.

Magellan-luotaimen tutkakuvista koottu Venuksen pinta. Kuva Wikimedia Commons.

Tutkimus perustuu suurelta osin vuosina 1990 – 1994 Venusta kiertäneen Magellan luotaimen ottamiin tutkakuviin vuosilta 1991 ja 1992. Valitettavasti Magellanin kiertorata oli soikea, joten kuvien resoluutio ja katselukulma vaihtelivat suuresti ja tutkijat itse joutuivat käsittelemään ja sovittamaan kuvat tietokoneiden sijaan. Tämä tietysti vaati paljon aikaan ja nyt, kolme vuosikymmentä myöhemmin työ valmistui julkaisu kuntoon.

Tutkijat keskittyivät paikkoihin Venuksen pinnalla, joiden ulkonäön perusteella voitiin olettaa vulkaaneiksi tai tulivuoriksi. Erityisesti kaksi tulivuorta (Ozz ja Maat) osoittivat aktiivisuuden merkkejä. Tulivuoret ovat tilavuudeltaan Maan tulivuorten kokoisia mutta laakeampia ja litteämpiä kilpitulivuoria. Etenkin Maat Monsin pohjoisrinteellä on purkausaukko, joka muutti muotoaan ja kokoaan helmikuun ja lokakuun välisenä aikana vuonna 1991. Aluksi purkausaukko oli muodoltaan pyöreä ja sen pinta-ala oli noin 2,2 km². Lokakuuhun mennessä sen koko oli kasvanut noin 4 km²:iin ja muotokin oli paljon epäsäännöllisempi. Lisäksi purkausaukko näytti täyttyneen ja muodostaneen mahdollisesti laavajärven. Aivan täyttä varmuutta asiassa ei ole, sillä kuvista ei voi päätellä, että onko täyttynyt purkausaukko kiinteää, vain onko pinta edelleen sula.

On tietysti mahdollista, että tyhjentynyt purkausaukko, kaldera, olisi romahtanut ja tästä syystä sen muotoa ja laajuus olisivat muuttuneet. Maapallollakin näin tapahtuu mutta yleensä vain aktiivisen tulivuoritoiminnan seurauksena. Edelleen purkausaukon ympäristön maasto on myös muuttunut mahdollisesti laavavirtausten vaikutuksesta. Nämä muutokset osoittavat tutkijoiden mukaan vulkaanisen aktiivisuuden olemassaolon.

Vuonna 2020 raportoitiin fosfiini-nimisen aineen havaitsemisesta Venuksen ilmakehästä. Maapallolla fosfiinia löytyy anaerobisista olosuhteissa tapahtuvasta mikrobitoiminnasta kuten soilta ja lietteiltä sekä ihmisen ja eläinten suolistoista. Maassa fosfiiniä syntyy myös vulkaanisessa toiminnassa ja tietysti myös Venuksessa.

Tutkijat pitävätkin Venuksen fosfiinia puhtaasti vulkaanisen toiminnan tuotoksena, vaikka villeimmissä spekulaatioissa sen syntypaikaksi arveltiin ilmakehän yläosassa leijuvia mikrobeja. Fosfiini havaintojen käsittelyssä tapahtui virhe, jolloin kaasun pitoisuus tuli laskelmissa liian suureksi. Vulkaanisen toiminnan seurauksena fosfiinia pitäisi Venuksessa olla vain puolet laskelmista saaduista. Laskelmat kuitenkin osoittautuivat vääriksi ja korjatut laskelmat vahvistivat fosfiinin määrän olevan sen, mitä se pitäisikin olla vulkaanisen toiminnan seurauksena.

Venuksen vulkaanisen toiminnan on arveltu olevan hyvin vähäistä tai olematonta nykypäivänä, koska Venuksessa ei ole laattatektoonista toimintaa kuten maapallolla. Maapallolla mannerlaattojen törmätessä ja tunkeutuessa toistensa alle, syntyy vuoristoja ja niihin tulivuoria. Toisaalta, maapallolla on myös ns. kuumien pisteiden synnyttämiä tulivuoria, joiden yläpuolelle tulivuoria syntyy. Esimerkiksi Havaijin saaret ovat tällaisen kuuman pisteen synnyttämiä ja mannerlaatan kulkiessa kohti luodetta, Havaijin tuliperäiset saaret muodostavat jonon. Marsissa Olympos Mons on kuuman pisteen yläpuolella ja sielläkään ei ole kovin voimakasta laattatektoonista toimintaa, joten tulivuori on kasvanut kooltaan koko Aurinkokuntamme suurimmaksi tulivuoreksi.

ESA:n BepiColombo ohitti ensimmäisen kerran Merkuriuksen

Euroopan avaruusjärjestön BepiColombo luotain ohitti ensimmäisen kerran Merkuriuksen 1.10.2021 kello 23.34 UTC. Ohilento sujui suunnitellusti planeetan yöpuolelta, joten lähietäisyydeltä ei valokuvia voitu ottaa. Ensimmäiset kuvat luotain otti noin 5 minuuttia ohituksesta ja viimeisimmät noin 4 tunnin kuluttua.

BepiCombon ensimmäiset kuvat Merkuriuksesta otettiin valvontakameroilla, jolloin kuvissa näkyy myös luotaimen rakenteita. Kuva ESA.

Mitä kuvissa sitten näkyy? Kuvat otettiin matalaresoluutioisilla (1024 × 1024 px) ohjauskameroilla, joten Merkuriuksen lisäksi kuvissa näkyy luotaimen rakenteita. Kamerat ovat mustavalkoisia, mutta Merkurius itsessään on hyvin tumman harmaa, joten mustavalkoisuus ei kovinkaan paljoa haittaa tässä vaiheessa lentoa.

Kuva ESA.

 

BepiColombon on määrä asettua Merkuriusta kiertävälle radalle joulukuun 25. päivä vuonna 2025. Sillä on kuitenkin vielä liikaa nopeutta, joten ennen kiertoradalle asettumista sitä on saatava vähennettyä. Nopeuden hidastaminen ja radan muuttaminen tapahtuu sarjalla Merkuriuksen lähiohituksia. Jokaisella lähiohituksella luotaimen kineettinen energia vähenee ja kaikkien kuuden ohituksen suorittamisen jälkeen luotain on valmis siirtymään kiertoradalle. Nyt tapahtuneen ohilennon jälkeen Merkurius ohitetaan 23.6.2022, 20.6.2023, 5.9.2024, 2.12.2024 ja 9.1.2025.

BepiColombo laukaistiin matkalle Merkuriukseen 20.10.2018. Ensimmäisen kerran sen rataa muokattiin maapallon lähiohituksella 10.4.2020. Tämän jälkeen oli vuorossa kaksi Venuksen ohitusta: 15.10.2020 ja 10.8.2021. Tämän jälkeen päästiinkin jo Merkuriuksen lähelle ja sen ohitus siis tehtiin 1.10.2021. Kiertoradalla BepiColombon tehtävä jatkuu aina 1.5.2027 asti. Jos laitteistot pysyvät toimintakuntoisena, tehtävää voidaan jatkaa 1.5.2028 asti. Sen jälkeiseen aikaa ei vielä ole suunnitelmia tehty, mutta toimivaa laitteistoa avaruustutkimuksessa ei yleensä ole hylätty, vaan se pidetään toiminnassa aina siihen asti, kunnes laitteistoista valtaosa on sammunut.

Lähiohitusten avulla voidaan muokata planeettojen välisten lentojen ratoja ilman suurien polttoainemäärien käyttöä. Jos matkataan ulkoplaneetoille, lähiohituksilla siirretään planeettojen kineettistä energiaa luotaimille, jolloin niiden nopeus kasvaa jopa suhteellisen suureksi verrattuna lähtönopeuteen. Vastaavasti sisäplaneetoille mentäessä energiaa pitää luovuttaa luotaimelta, jotta haluttu rata saavutettaisiin ja asettuminen kiertoradalle olisi mahdollista. Jos nopeuden muutokset tehtäisiin polttoainetta kuluttamalla, sitä tarvittaisiin yleensä niin paljon, että varsinaisten tutkimuslaiteiden osuus luotaimen kokonaismassasta olisi hyvin vähäinen. Näin tieteelliset tavoitteet ja koko luotainlennon mielekkyys olisi kyseenalaista.

Merkurius muistuttaa ulkoisesti hyvin paljon Kuuta. Merkuriuksen pinta on peittynyt kraattereihin ja Auringon paahtaman puolen lämpötila saattaa kohoaa jopa 400 °C lämpötilaan. Vastaavasti yöpuolella pintalämpötila putoaa jopa –200 °C lämpötilaan. Näin suuret lämpötilaerot johtuvat ilmakehän lähes täydellisestä puuttumisesta. Merkuriuksen ilmakehä onkin määritelty eksosfääri-ilmakehäksi, sillä se koostuu lähinnä yksittäisistä happi- , natrium- ja vetyatomeista. Vastaavat olosuhteet maapallon ilmakehässä saavutetaan noin 600 km korkeudessa.

Mielenkiintoinen yksityiskohta on Merkuriuksen magneettikenttä. Se ei ole kovinkaan voimakas, Mariner 10 luotaimen tekemien mittausten mukaan kenttävoimakkuus planeetan päiväntasaajalla on noin 300 nT (maapallon kenttävoimakuus on noin 50 000 nT).

Merkuriuksen magneettikentän synty on arvoitus, johon tutkijat toivovat saavansa varman vastauksen BepiColombon tekemien havaintojen avulla. Magneettikentän olemassaoloon on kaksi vaihtoehtoa: se on joko remanenssikenttä tai se syntyy sähköjohtavan ytimen pyörimisessä.

Magneettikenttä voi olla remanenssikenttä (jäännöskenttä) aikaisemmin vallinneista magneettisista olosuhteista. Tällöin paikallisesti magneettikentän voimakkuus voi vaihdella, riippuen kunkin kohdan kallioperän rautapitoisuudesta.

Magneettikenttä on dipolikenttä, ja sen magneettiset navat ovat pyörimisakselin napojen suunnassa, joten voi olla, että magneettikenttä syntyykin sulan ytimen pyörimisestä. Merkurius on kuitenkin niin pieni, että se olisi jäähtynyt jo aikoja sitten liian kylmäksi sulaytimen ylläpitämiseksi. Sulaydin voi kuitenkin saada lisäenergiaa vuorovesivoimien synnyttämän sisäisen kitkasta. 

Merkurius kiertää Auringon ympäri noin 88 vrk:ssa ja pyörähtää itsensä ympäri noin 56 vuorokaudessa. Näistä muodostuu (synodisen) vuorokauden pituudeksi 116 vrk. Pyöriminen ja Auringon aiheuttama vuorovesivoima voi olla juuri ja juuri riittävä sulaytimen ylläpitoon ja heikon magneettikentän synnyttämiseen.

Merkuriuksen pyöriminen ja kiertoaika muodostavat mielenkiintoisen ilmiön, jos olet planeetan ekvaattorilla sellaisella pituuspiirillä, jossa Aurinko on zeniitissä ja planeetta itse on ratansa perihelissä. Tällöin keskipäivällä Aurinko näyttää ohittavan zeniitin, mutta pysähtyy ja palaa jonkin matkaa takaisin zeniitin yli. Jonkin ajan kuluttua suunta vaihtuu ja tällä kertaa Aurinko näyttää siirtyvän zeniitin yli ja laskee aikanaan horisonttiin.

Jos tutkimusmatkaaja kumppanisi on asettunut myös ekvaattorille, mutta hänen sijaintinsa pituuspiiri poikkeaa omastasi 90°. Jos hän on havaintopaikastasi itään, niin hän voi kokea mielenkiintoisen auringonlaskun. Aurinko kyllä laskee aluksi aivan normaalisti horisonttiin, mutta hetken kulutta se nouseekin jonkin matkaa horisontin yläpuolelle, mutta laskee sen jälkeen horisonttiin, eikä enää palaa. Jos taas toinen tutkimusmatkaajakumppanisi on sijoittunut asemastasi 90 ° länteen, hän kokee vastaavan kaksinkertaisen auringonnousun. Tätä ilmiötä voit tutkia sellaisella tähtikarttaohjelmalla, jossa voit valita havaintopaikaksi Merkuriuksen pinnan.

Venuksesta on löydetty mahdollisesti elämän olemassaoloon viittaava molekyyli

 14. syyskuuta 2020

eso2015fi / Pasi Nurmi — Tutkimustiedote

Kansainvälinen tähtitieteilijöiden ryhmä ilmoitti tänään löytäneensä Venuksen pilvistä harvinaisen fosfiini molekyylin. Maapallolla tätä kaasua syntyy vain teollisesti tai hapettomissa ympäristöissä viihtyvien mikrobien tuottamana. Tähtitieteilijät ovat vuosikymmenien ajan spekuloineet, että Venuksen korkealla olevat pilvet voisivat toimia mikrobien asuinpaikkana, jossa ne ovat kaukana kuumasta pinnasta, mutta pystyvät sietämään pilvien erittäin suurta happamuutta. Fosfiinin havaitseminen voisi viitata tällaiseen Maan ulkopuoliseen pilvissä leijuvaan elämään.

Venuksen ilmakehästä on havaittu fosfiinia. Kuva ESO.

”Kun näimme ensimmäiset merkit fosfiinista Venuksen spektrissä, se oli shokki!”, tutkimusryhmän johtaja Jane Greaves Cardiffin yliopistosta Britanniasta sanoi. Hän oli ensimmäinen, joka havaitsi merkkejä fosfiinista James Clerk Maxwell teleskoopilla (JCMT) tehdystä havainnoista. Teleskooppia operoi Itä-Aasian observatorio Havaijilla. Löytö vahvistettiin 45 antennin Chilessä sijaitsevalla Atacama Large Millimetri/submillimetri Array (ALMA) havaintolaiteella, joka on James Clerk Maxwell teleskooppia herkempi havaintoilaite. Euroopan eteläinen observatorio (ESO) on yksi ALMA:n kumppaneista. Molemmat tutkimusyksiköt havaitsivat Venusta noin 1 millimetrin aallonpituudella. Vain korkealla vuoristoissa tai ylätasangoilla sijaitsevat teleskoopit pystyvät havaitsemaan tällä aallonpituudella tehokkaasti.

Kansainvälinen tutkimusryhmä, johon kuuluu tutkijoita Britanniasta, Yhdysvalloista ja Japanista, arvioi, että fosfiinia esiintyy Venuksen pilvissä pienenä pitoisuutena, joka vastaa vain noin kahtakymmentä molekyyliä miljardissa molekyylissä. Havaintojen jälkeen he tekivät laskelmia nähdäkseen, voisiko tämä määrä olla peräisin luonnollisista planeetan ei-biologisista prosesseista. Joitakin selvitettyjä tekijöitä olivat auringonvalo, pinnalta ylöspäin siirtyvät mineraalit, tulivuoret tai salamointi, mutta mikään näistä ei voinut tuottaa lähellekään tarpeeksi fosfiinia. Näiden ei-biologisten lähteiden havaittiin saavan aikaan korkeintaan kymmenestuhannesosan siitä fosfiinimäärästä, jonka teleskoopit näkivät.

Fosfiinin kulkeutuminen yläilmakheään. Kuva ESO.

Tuottaakseen Venuksessa havaitun määrän fosfiinia (joka koostuu vedystä ja fosforista) maanpäällisten organismien olisi tuotettava kaasua vain noin 10 % niiden maksimaalisesta tuottavuudesta. Maan bakteerien tiedetään tuottavan fosfiinia. Ne ottavat mineraaleista tai biologisesta materiaalista fosfaattia, lisäävät vetyä ja lopulta tuottavat fosfiinia. Venuksen mahdolliset organismit olisivat luultavasti hyvin erilaisia kuin serkkunsa Maassa, mutta nekin voisivat olla kaasukehässä havaitun fosfiinin lähteenä.

Vaikka fosfiinin löytyminen Venuksen pilvistä tuli yllätyksenä, tutkijat ovat varmoja havainnostaan. ”Olimme helpottuneita, kun Venus oli sopivassa kulmassa Maahan nähden hyville ALMA:n seurantahavainnoille. Tietojen jatkokäsittely oli tosin hankalaa, sillä ALMA:a ei yleensä käytetä hienovaraisten tekijöiden löytämiseksi hyvin kirkkaista kohteista kuten Venuksesta", tutkimusryhmän jäsen Anita Richards Britannian ALMA-aluekeskuksesta ja Manchesterin yliopistosta kertoi. ”Lopulta huomasimme, että molemmissa observatorioissa oli nähty sama asia, eli säteilyn heikko absorptio oikealla fosfiinikaasun aallonpituudella, missä fosfiinin alapuolella olevat lämpimämmät pilvet taustavalaisevat molekyylejä”, lisäsi Greaves, joka johti tänään Nature Astronomy-lehdessä julkaistua tutkimusta.

Fosfiinin spektriviiva löytyi radiotaajuuksilla. Kuvan taustana havainnekuva siitä, kuinka ALMA näkee Venuksen alimillimetriaalloilla. Kuva ESO.

Tutkimusryhmän jäsen Clara Sousa Silva yhdysvaltalaisesta Massachusetts Institute of Technologysta, on tutkinut fosfiinia ”elämänmerkki”-kaasuna muiden tähtien ympärillä olevien planeettojen ei-happea käyttävien elämänmuotojen etsimiseksi. Tämä sopii tähän tarkoitukseen hyvin, koska normaali kemia tekee fosfiinia niin vähän. Hän kommentoi: ”Fosfiinin löytäminen Venuksella oli odottamaton bonus! Löytö nostaa esille monia kysymyksiä, kuten miten mitkään eliöt voisivat selvitä Venuksella hengissä. Maapallolla jotkin mikrobit selviävät ympäristössä, jossa happopitoisuus on jopa noin 5 %, mutta Venuksen pilvet koostuvat lähes yksinomaan haposta”.

Tutkimusryhmä uskoo, että heidän löytönsä on merkittävä, koska he voivat sulkea pois monia vaihtoehtoisia tapoja fosfiinin tuottamiseksi. He tunnustavat kuitenkin, että ”elämän” olemassaolon vahvistaminen vaatii paljon enemmän työtä. Vaikka Venuksen korkeissa pilvissä on jopa miellyttävä 30 celsiusasteen lämpötila, niin ne ovat uskomattoman happamia. Pilvissä on noin 90 % rikkihappoa, joka aiheuttaa suuria vaikeuksia kaikille mikrobeille, jotka yrittävät siellä selvitä.

ESO:n tähtitieteilijä ja ALMA:n Euroopan operaatioiden manageri Leonardo Testi, joka ei osallistunut tähän uuteen tutkimukseen, sanoi: ”Fosfiinin ei-biologista alkuperää oleva tuotanto Venuksella voidaan poissulkea perustuen nykyiseen käsitykseemme kivisten planeettojen ilmakehässä tapahtuvasta fosfiinikemiasta. Venuksen ilmakehässä olevan elämän olemassaolon vahvistaminen olisi suuri läpimurto astrobiologialle. Siten tämän jatkoksi on tärkeää tehdä lisää teoreettista ja havaintoihin perustuvaa tutkimusta, joilla voidaan poissulkea se mahdollisuus, että kiviplaneetoilla fosfiinilla voi olla erilainen kemiallinen alkuperä kuin Maassa”.

Lisähavainnot Venuksesta ja aurinkokuntamme ulkopuolisista kivisistä planeetoista ESO:n tulevan Erittäin suuren teleskoopin (Extremely Large Telescope) ja muiden teleskooppien avulla voivat auttaa keräämään tietoa fosfiinin alkuperästä, sekä etsimään elämän merkkejä Maan ulkopuolelta.

 

Venus valokuvattiin ensimmäisen kerran Mariner 10 luotaimella. Kuva NASA.

Kommentti

Avaruusmagasiini pyysi tuoreeltaan kommentin uutisesta Turun Yliopistossa työskentelevältä molekulaarisen kasvibiologian dosentilta FT Kirsi Lehdolta, joka tunnetaan myös astrobiologina ja Ursan (2019) julkaiseman kirjan Astrobiologia kirjoittajana. Kirsi kommentoi näin:

”Olen nähnyt uutisen, mutta en ole lukenut varsinaista tutkimusta. En siis vielä tiedä millä (tutkijat) perustelevat sitä olettamusta, että fosfiinia ei voisi syntyä abioottisesti, siis suoraan spontaanien mineraalisten reaktioiden kautta. Alkuaine fosfori on hyvin reaktiivista ja reagoi esim. veden tai NaOH:n kanssa ja tuottaa fosfiinia. Elämän kannalta tämä olisi hyvin suotava aina, sillä erilaiset pelkistyneet fosforiyhdisteet olisivat erittäin suotuisia ja liukoisia lähtöaineita elämän synnyn reaktioille. Niitä ei enää löydä maan pinnalta, koska ne välittömästi hapettuvat hapellisessa ympäristössä, mutta alun perin, nuorella Maalla, sen kuumissa ja hapettomissa olosuhteissa olisi hyvin voinut olla.

Mutta joka tapauksessa: Fosfiini ei missään tapauksessa edusta mitään elävää. Olisipahan vain yksi hyvä lähtöaine elämän syntyyn -- mutta jo muutenkin tiedetään, että jonkinlaisia pelkistyneitä fosforituotteita (esim. schreibersiittia, jossa fosforin pelkistysaste on sama kuin fosfiinissa) on tullut tänne ainakin meteoriittien mukana. Siis, ei ollut kovinkaan yllättävää, että sitä on olemassa myös Venuksen kuumissa/energiarikkaissa ja hapettomissa oloissa.”

 

Avaruusmagasiinin kommentti: Fosfiini ei ole aivan niin harvinainen elottomilla planeetoilla kuin mitä artikkelissa annetaan ymmärtää. Jupiterin ilmakehästä on myös havaittu fosfiinin spektri ja siellä sen ainoa syntytapa on epäorgaaninen. Näin ollen fosfiinin ja mahdollisen mikrobielämän yhdistäminen samaan artikkeliin ei edusta kovinkaan hyvää tieteellisen julkaisutoiminnan periaatteita. Joka tapauksessa lisää vertaisarvioituja tutkimuksia täytyy tehdä ja tulevaisuudessa varmastikin Venukseen lähetetään tutkimusluotaimia, jotka kykenevät toimimaan myös Venuksen ilmakehän yläosassa. Venuksen ilmakehä on tiheä ja noin 50 – 60 km korkeudella ilmanpaine ja lämpötila on suunnilleen sama kuin maanpinnalla. 

 

Havaintovinkki: Venuksen, Jupiterin ja Marsin konjunktiot

Venus, Jupiter ja Mars ovat konjuntiossa lähipäivinä. Kuva
Kari A. Kuure.

Parin seuraavan viikon aikana näemme aamuisella itätaivaalla mielenkiintoisen planeettajoukon konjunktiot. Tarkkaan ottaen planeettojen konjunktio tarkoittaa sitä, että kahden kohteen rektaskensio (RA) on sama. Tässä mielessä konjunktio toteutuu Venuksen ja Jupiterin sekä Venuksen ja Marsin kesken. Jupiter ja Mars eivät konjunktoi mutta nekin ovat suhteellisen lyhyen kulmaetäisyyden päässä toisistaan.

Lähipäivinä esiintyvät seuraavat konjunktiot:

25.10. kello 20.03 Venus ja Jupiter

26.10. kello 10.58 Kuu ja Uranus

3.11. kello 1.10 Venus ja Mars

6.11. kello 14.04 Kuu ja Jupiter

7.11. kello 8.24 Kuu ja Mars

7.11. kello 12.48 Kuu ja Venus

11.11. kello 9.49 Kuu ja Merkurius

Vaikka suurin osa konjunktioista tapahtuu sellaiseen aikaan vuorokaudesta, että kohteet eivät ole näkyvissä, erityisesti aamutaivaalla lähekkäin olevat planeetat ja Kuu on näyttäviä. Niitä voi ihastella paljain silmin, kiikareilla tai niistä voi ottaa valokuvia.

Valokuvattaessa kamera pitäisi kiinnittää jalustaan ja käyttää lanka- tai etälaukaisijaa, jolloin vältytään kameran tärähtämiseltä. Jos tällaista lisälaitetta ei ole, laukaisun voi tehdä vitkalaukaisimella esimerkiksi 10 sekunnin viiveellä. Sopivan valotusajan, aukon ja polttovälin löytämiseksi joutuu ottamaan useita kuvia. Kohteet liikkuvat tähtitaivaan pyörimisnopeudella, joten lyhyttä teleobjektiivia käyttäessä ei tarvita varsinaista seurantaa. Jos et ole aikaisemmin koskaan kuvannut tähtitaivasta, niin nyt se on helppo aloittaa ja samalla saa hienoja kuvia omaan arkistoonsa tai vaikkapa Tampereen Ursan Radiantissa tai Ursan Taivaanvahdissa julkaistavaksi.

Tuulennopeus kasvussa

Pilvipeitteen yksityiskohtia, joita käytettiin
tuulennopeuden määrittämiseen
Venuksen pilvipeitteen yläosassa. Kuva ESA.

Venus-planeettaa^[1] kiertävä Venus Express on valokuvannut planeetan pilvipeitettä kuuden vuoden ajan. Tutkijat ovat kuvista onnistuneet määrittämään tuulennopeuksia ilmakehän yläosissa, noin 50–70 km korkeudella. Tulosten mukaan tuulennopeudet ovat kasvaneet merkittävän paljon kuluneen havaintokauden aikana.

Venuksessa ilmakehässä esiintyy super-rotaatioksi nimetty ilmiö. Se tarkoitta sitä, että ilmavirtaukset kuljettavat ilmamassaa nopeammin planeetan ympäri kuin mitä itse kappale pyörii^[3]. Venuksen pyrähdysaika^[2] on 243 vrk, mutta ilmamassa kiertää täyden kierroksen noin 4 vuorokaudessa. Lisäksi Venus pyörii itsensä ympäri ”väärään suuntaan”, siis vastakkaiseen suuntaan kuin mitä yleinen kiertosuunta aurinkokunnassa on ja mihin suuntaan maapallokin pyörii.

Syytä Venuksen kummallisuuksiin ei vielä tiedetä. Useita erilaisia hypoteeseja on kyllä esitetty, mutta yhtäkään ei vielä ole pystytty osoittamaan täysin oikeaksi.

Kaavio kasvaneesta tuulennopeudesta
kuuden vuoden aikana Venuksen
ilmakehän yläosassa. Kuva ESA.

Venus Expressin ottamat valokuvat ovat tuoneet uuden mysteerin Venuksen salaisuuksien pitkään listaan: tuulennopeus näyttää kasvaneen lähes kolmanneksen kuuden vuoden takaisesta. Silloin 50° leveyspiirillä tuulien keskinopeus oli noin 300 km/h mutta viimevuoden viimeiset mittaukset osoittivat sen olevan noin 400 km/h. Tutkimus perustuu yli 350 000 automaattisesti ja noin 45 000 visuaalisesti havaittuun pilvipeitteen yksityiskohdan liikenopeuden määrittämiseen.

Venuksen tuulet eivät kuitenkaan ole aivan tasaista tuiverrusta, vaan siinä esiintyy paikallista vaihtelua. Yhteen kierrokseen planeetan ympärillä ekvaattoriseudulla kuluu aikaa noin 4,8 vrk ja muilla leveyksillä 3,9–5,3 vrk. Tutkijat eivät osaa selittää tätäkään vaihtelevuutta tuulennopeudessa.

Huomautukset

[1] Venus on lähes maapallon kokoinen planeetta, jolla on erittäin tiheä ilmakehä. Pinnalla ilmakehän paine on yli 90-kertainen (9 MPa) maapallon ilmanpaineeseen verrattuna ja lämpötila on 460–470 °C. Ilmakehä koostuu noin 96 % hiilidioksidista (CO₂) ja noin 3 % typestä (N₂). Lisäksi on jonkin verran muita kaasuja. Ylempänä ilmakehässä on koko planeetan kattava pilvipeite, joka on kerrostunut. Tihein pilvipeite on noin 50 km korkeudella, jossa sen paksuus on noin 2 km. Tämän yläpuolella on pari harsomaista kerrosta. Pilvet ovat pääosin rikkihappoa.

[2] Venuksen pyörähdysaika tähtien suhteen on 243,019 vrk, kierros Auringon ympäri (=vuosi) on 225 vrk pituinen. Pyörimissuunnasta johtuen vuorokausi on lyhyempi kuin mitä tähtien suhteen ajoitetusta pyörimisajasta äkkiseltään voisi päätellä; vuorokauden pituus on noin 119 vrk. Käytetty mittayksikkö (vrk) on maapallon vuorokausi.

[3] Super-rotaatio esiintyy korkealla ilmakehässä. Pinnanläheisyydessä tuulen nopeus vähenee ja aivan pinnalla se on vain pieni henkäys.

Kuvatekstit

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella voi nähdä: Planeetat?

Planeettojen tunnistaminen tähtitaivaalta ei pitäisi tuottaa mitään vaikeutta hiemankin asiaa tuntevalle. Tietokoneen tähtikarttaohjelmat kertovat yksityiskohtaisesti missä mikäkin planeetta sijaitsee, ja sen lisäksi paljon muuta oleellista tietoa illan tai yön kohteista. 

Merkurius on näkyvissä ajoittain muutaman viikon kerrallaan, joko aamu- tai iltahämärässä lähellä horisonttia. Joskus sen löytäminen vaalealta taivaalta voi olla vaikeaa, jolloin kiikarin käyttäminen etsintään on lähes välttämätöntä.  Sen jälkeen kun planeetta on paikallistettu, kaukoputken suuntaaminen kohteeseen ei pitäisi tuottaa suuriakaan vaikeuksia.  

Merkurius on valitettavan pieni kohde ja niin lähellä Aurinkoa, että sen havaitseminen voi tuottaa suuria vaikeuksia. Tavallisesti siitä nähdään vain pieni kirkas täplä, joka sekin on erittäin pehmeä ilmakehän turbulenttisuudesta johtuen. Yleensä havainnot jäävätkin lähinnä vaiheen (samanlaiset vaiheet kuin Kuulla) ja näkyvyyshavaintoihin, sillä pinnanmuotoja tai muita yksityiskohtia ei voi nähdä.  

Venuksen vaiheet ovat samanlaiset kuin Kuulla. Lisäksi
planeetan näennäinen koko vaihtelee voimakkaasti,
joten Venusta on aina suuri ilo havainnoida. 
Kuva Kari A. Kuure.

Venus on jo selkeästi paljon helpommin havaittavissa ja planeetta näkyykin yleensä noin puoli vuotta kerrallaan joko illalla tai aamulla. Parhaimmillaan Venuksen nousu- tai lasku tapahtuu jopa kolme tuntia ennen tai jälkeen auringonnousun tai -laskun.  

Venus on yleensä aina erittäin kirkas kohde, joten sen sijainnista ei voi erehtyä. Planeetan kirkkaus johtuu sen valoa hyvin heijastavasta pilvipeitteestä, joka kattaa koko planeetan ilmakehän. Tästä syystä myös pinnanmuotoja ei voi nähdä, ja havaitsija joutuukin tyytymään vain vaiheiden ja näkymisen rekisteröintiin. Havaintoihin on syytä käyttää harmaasuodatinta liiallisen kirkkauden eliminoimiseksi. Joskus violettia valoa läpäisevällä suodattimella on mahdollista havaita pilvien virtauskuviot. 

Venuksen kirkkaudesta johtuen planeettaa voidaan havaita silloin tällöin myös päivällä, ja jopa paljain silmin. Tietokoneohjatut (goto) kaukoputket helpottavat huomattavasti päiväaikaisia havaintoja, mutta silloin on aina varmistuttava, siitä, että kaukoputki ei ole suuntautunut kohti Aurinkoa. 

Mars on planeettakuntamme toiseksi pienin planeetta ja tästä syystä vaikeahko havaintokohde. Sen oppositio on noin 26 kuukauden välein, joten se on näkyvissä ja helpohkosti havaittavissa joka toinen vuosi. Tällöin kuitenkin pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa joudutaan käyttämään suurta suurennusta, ja etenkin pilvien ja pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa joudutaan käyttämänä erilaisia värillisiä suodattimia. Suodatinvalmistajat yleensä kertovat nettisivuillaan suodattimiensa ominaisuuksista, ja niiden käyttötarkoituksesta kullekin kohteelle. 

Ilman suodattimiakin Marsista erottaa helposti eteläisen tai pohjoisen napakalotin, riippuen vallitsevasta vuodenajasta Marsissa. Napakalottien laajuus ja näkyminen vaihtelee Marsin vuodenaikojen mukaisesti. Marsin pinnalta voi erottaa myös tummia ja vaaleita alueita. Tummin alue on Syrtis Major, joka hain selkäevää muistuttavasta muodosta on helppo tunnistaa. Vaalein alue on Hellas-tasanko, joka on suurikokoinen iskemäkraatteri.  

Muitakin pinnan yksityiskohtia on mahdollista havaita riippuen kulloisestakin havaintokelistä. Silloin tällöin, ehkä kerran vuosikymmenessä, Marsin pinta peittyy koko planeetan kattavaan pölymyrskyyn. Silloin kaikki yksityiskohdat katoavat. Hieman useammin havaitaan pölymyrskyjä, jotka esiintyvät yleensä laajahkolla alueella planeetan eteläisellä pallonpuoliskolla. Yksityiskohdat katoavat näiltä alueilta. 

Jupiter 20.4.2013.
Kuva Kari A. Kuure

Jupiter on aurinkokuntamme suurin planeetta ja tästä syystä yhdessä Saturnuksen kanssa yksi helpoimmista havaintokohteista. Jupiterin neljä suurinta kuuta erottuvat jo kiikarilla ja Suuri punainen pilkku jo pienelläkin kaukoputkella.  Jupiterin tummahkot ekvaattorivyöt näkyvät jo pienellä kaukoputkella. Suuremmalla kaukoputkella itse planeetan pilvipeitteestä voi havaita useampia vöitä ja Suuren punaisen pilkun lisäksi myös pienempiä tummia ja vaaleita pilkkuja. Etenkin ekvaattorivöistä saattaa ulottua trapetseiksi sanottuja kielekkeitä tai jopa siltoja vöiden välillä. 

Suuri punainen pilkku ei ole aina näkyvissä. Kaikeksi onneksi planeetta pyörii itsensä ympäri alle kymmenessä tunnissa, joten vielä saman yön aikana pilkun näkemiseen on mahdollisuuksia, jos vain kärsivällisyyttä odotteluun riittää. Muita Jupiterin kohteita ovat neljä suurinta kuuta, jotka tulevat havaittaviksi jo pienelläkin kiikarilla. Kuiden keskinäiset asemat vaihtelevat nopeasti ja havaintosession aikana joku kuista saattaa kadota Jupiterin taakse tai tulla esille sieltä. 

Saturnuksen merkittävä havaintokohde ovat sen renkaat. Pienelläkin kaukoputkella tai jopa kiikarilla voi havaita kolme hieman eri levyistä ja kirkkaudeltaan toisistaan poikkeavaa rengasta. Renkaiden avautumiskulma vaihtelee kolmenkymmenen vuoden jaksoissa siten, että viidentoista vuoden välein näemme ne täysin sivusta. Tällöin renkaat näyttävät katoavan pariksi vuorokaudeksi ja näkyvät hyvin kapeana viivana kuukausien ajan. Syyskuussa 2009 renkaat nähtiin täysin sivusta, vaikkakin havaintojen tekeminen lähes Auringon suunnassa olleesta planeetasta olivat käytännössä mahdottomia. Laajimmillaan renkaat avautuvat lähes 30° kulmassa, jolloin ne ovat erittäin näyttävä kohde.  

Renkaissa on tummia jakoja, joissa oleva harva aine heijastaa vain vähän valoa. Jos jaon kohdalla sattuu olemaan tähti, se näkyy helposti läpi. Tunnetuin on leveä Cassinin jako, jonka erottaminen on eräänlainen kelin happotesti. Jos keli on hyvä, Cassinin jako pitäisi erottua hyvin jo keskikokoisella kaukoputkella. Toinen helpohkosti näkyvä jako on Enken jako. Se on uloimman A- renkaan ulkoreunan läheisyydessä ja vaatii näkyäkseen paitsi hyvää havaintokeliä myös suurehkoa kaukoputkea. Renkaissa on muitakin jakoja mutta niiden havaitsemiseen tarvitaan jo ammattiluokan kaukoputkia. 

Silloin tällöin suurella suurennuksella ja hyvällä havaintokelillä renkaissa voi nähdä kärrynpyörän puolia muistuttavia tummia alueita. Niiden arvellaan syntyvän staattisen sähkön varautumien aiheuttamasta pölyhiukkasten kohoamisesta rengastason yläpuolelle. Itse pölypilvet eivät näy, mutta tummat alueet ovat pölypilvien varjoja rengastasossa.  

Saturnuksen kuista puolenkymmentä suurinta on havaittavissa, mutta niiden tunnistamiseen tarvitaan tähtikarttaohjelman apua.  

Saturnuksen pilvipeitteessä on havaittavissa samanlaisia, joskaan ei aivan niin silmiin pistäviä vöitä kuin Jupiterissa. Sopivalla suodatuksella niitä kuitenkin voi havaita. 

Planeetoista kaukaisimmat, Uranus ja Neptunus, ovat hyvin kaukana aurinkokuntamme ulkolaidalla. Vaikka itse planeetat ovat kookkaita, niin suuresta etäisyydestä johtuen ne näkyvät parhaimmillaankin ollessaan vain muutaman kaarisekunnin kokoisina täplinä. Uranus on sen verran kirkas, että sen pitäisi näkyä paljain silmin ainakin pimeässä paikassa. Varmimmin planeetan havaitsee kaukoputkella, ja Neptunus ei muutoin ole havaittavissakaan. Molemmat planeetat ovat hieman sinertäviä tai vihertäviä, mutta mitään yksityiskohtia pilvipeitteestä on vaikea havaita suurellakaan suurennuksella.

Kirkkaimpien planeettojen (lähinnä Jupiter ja Saturnus) havaitsemisessa on hyödyllistä käyttää ainakin harmaasuodatinta, muunvärisiä voi käyttää havaittavien yksityiskohtien mukaan. Planeetasta tuleva valo on sen verran kirkasta, että silmän verkkokalvo saattaa saturoitua, vaikka koko silmän kattavaa häikäistymistä ei esiintyisikään. Saturoitumisen seurauksena planeetan pinnan yksityiskohdat ”peseytyvät” näkyvistä ja planeetta näkyy piirteettömänä ja täysin valkoisena kohteena. Suodattimen sijaan voi myös käyttää ylisuurta suurennusta, mutta silloin kuva yleensä on sen verran pehmeä, että yksityiskohtien havaitseminen ei ole kovin helppoa.

Muut aurinkokunnan kohteet

Kääpiöplaneetat Ceres ja Pluto ovat oppositiossa ollessaan havaittavissa harrastajien käyttämillä kaukoputkilla, mutta mitään yksityiskohtia niistä ei pystytä havaitsemaan, eli ne ovat ja pysyvät tähtimäisinä pisteinä riippumatta käytetystä suurennuksesta tai kaukoputken koosta. Muut kääpiöplaneetat ovat niin himmeitä kohteita, että niitä harrastajien käyttämillä kaukoputkilla ei ole mahdollista havaita. 

Asteroideja aurinkokunnassamme on hyvin runsaasti ja niitä on jatkuvasti havaittavissa yötaivaalla. Kirkkaimmat niistä näkyvät tähtimäisinä pisteinä eikä yksityiskohtia pystytä erottamaan. Vuosittain joitakin kymmeniä tähtiä peittyy asteroidien taakse, ja sen antaa mahdollisuuden määrittää asteroidien muotoja kansainvälisenä yhteistyönä peittymis- ja esiintuloaikoja määrittämällä. 

Kirkkaimpia komeettoja voi havaita
kiikarilla hyvin helposti. Havainto-
kirjaan saa muutamalla vedolla
suhteellisen tarkan piirroskuvan
komeetan yksityiskohdista.
Piirros Kari A. Kuure.

Komeettoja tähtitaivaalla vaeltaa jatkuvasti. Kirkkaimmat niistä ovat paljain silmin havaittavissa mutta sellaisia ei esiinny joka vuosi. Sen sijaan kaukoputkella näkyviä on lähes jatkuvasti havaittavissa, vaikkakin suurin osa on havaittavissa vain valokuvaamalla. Visuaalisesti havaittavia kuitenkin riittää sen verran, että mielenkiinto säilyy.  

Komeettojen yksityiskohtia voidaan nähdä vaihtelevasti riippuen komeetasta. Yleensä kuitenkin pyrstöt (kaasu- ja pölypyrstöt) ovat ainakin kirkkaimmilta osiltaan visuaalisesti havaittavissa, samoin koma. Koma ja pyrstö kehittyvät komeetan tullessa sisemmälle aurinkokuntaan Auringon lämmön haihduttaessa lähinnä vettä komeetan jäätyneestä pinnasta. Koma voi olla rakenteeltaan tähtimäisesti tiivistynyt, pelkästään utuinen tai jotakin siltä väliltä.