Eksoplaneetta beeta Pictoris b säteilee radioaaltoja

KAK – Tutkijat ⁱ ovat havainneet MeerKAT -radioteleskoopilla radiosäteilyä beeta Pictoris b ⁱⁱ eksoplaneetalta. Havainto on ensimmäinen koskaan tehty eksoplaneetan radiosäteilystä. Meidän Aurinkokunnassamme useat planeetat säteilevät myös radiotaajuuksilla, joten se sinällään ei ole mitenkään merkillistä. Eksoplaneettojen radiosäteilyn havaitseminen sen sijaan on sen verran vaikeaa, että tarvitaan erittäin tarkkoja ja erotuskykyisiä havaintoja mittauksen onnistumiseksi.

 

Tämä Hubble-avaruusteleskoopin kuva beeta Pictoriksesta näyttää selvästi ensisijaisen pölykiekon ja paljon himmeämmän toissijaisen pölykiekon. Toissijainen kiekko ulottuu ainakin 260 AU:n etäisyydelle tähdestä ja on kallistunut noin 4 – 5 astetta ensisijaiseen kiekkoon nähden. Toissijainen kiekko on epäsuora todiste planeetan olemassaolosta samalla tavalla kallistuneella kiertoradalla. Planeetta on saattanut epäsuorasti muodostaa toissijaisen kiekon pyyhkäisemällä pääkiekosta mukaansa pienempiä planetesimaaleja – kivi- ja/tai jäälohkareita. Planetesimaalit törmäävät sitten toisiinsa, jolloin kiekossa näkyvä pöly syntyy. Advanced Camera for Surveys (ACS) -kameralla otettu kuva on terävin näkyvän valon kuva Beta Pictoriksen ympärillä olevista kiekoista.

Tähtitieteilijät käyttivät Advanced Cameran koronagrafia estääkseen kirkkaan tähden valon pääsyn. Kuvan keskellä oleva musta ympyrä merkitsee koronagrafista maskia. Värikkäät piikkimäiset piirteet ja pilkullinen tausta ovat kuvankäsittelyn artefakteja, jossa poistettiin jäännöstähtien valo. Värikuva paljastaa, että kiekko on hieman punainen. Kiekko näytti harmaalta aiemmissa maanpäällisten kaukoputkien ottamissa kuvissa. Vaikka tähtitieteilijät eivät ole varmoja, miksi kiekko on punainen, he uskovat sen johtuvan tiiviistä tai pörröisistä grafiitti- ja silikaattijyvistä, jotka voivat olla niin pieniä kuin savuhiukkaset.

Kuva NASA PD / David Golimowski (Johns Hopkins University), NASA, ESA / Wikimedia Commons.

 

  

Säteily syntyy elektronisyklotronimaser -ilmiössäⁱ (ECMI) samalla tavalla kuin Jupiterin revontuliin liittyvät radioemissio. Säteilyn taajuusalue ulottuu 3,5 GHz, jolloin siitä voidaan laskea säteilyalueen magneettikentän voimakkuus. Tutkimuksenⁱⁱ mukaan kenttävoimakkuus täytyy olla vähintään 0,125 T eli noin 2 500 kertaa voimakkaampi kuin maapallon magneettikenttä.

β Pic b pyörii nopeasti, noin kerran 9 tunnissa. Tutkijat tulkitsevat radioemission syntyvän planeetan magnetosfäärin ja ionosfäärin välisestä kytkennästä. Purkausten noin kahdeksan tunnin väli tukee mahdollista pyörimisestä johtuvaa modulaatiota.

Aikaisemmin eksoplaneetan magneettikenttä olemassa olo ja voimakkuus oli pääteltävä muiden ilmiöidenⁱⁱⁱ avulla. Nyt tämä tutkimus osoittaa, että magneettikentän voimakkuus voidaan laskea planeetan radioemission taajuudesta. Tämä tarkoittaa sitä, että tulevaisuudessa eksoplaneettoja voidaan tutkia hyvin monipuolisesti saaden mm. tietoja niiden sisäisestä rakenteesta (jota tietoa on erittäin vaikea saavuttaa).

Havaintotarkkuuden rajoissa radioemission avulla voidaan havaita myös paljon pienempiä eksoplaneettoja ja tutkia niiden rakenteellisia eroja tällaiseen jättiläisplaneettaan verrattuna. Magneettikentällä on merkitystä myös eksoplaneettojen ilmakehän ja tähtituulen vuorovaikutuksien arvioinnissa ja merkitystä niiden ilmakehän ja vaikkapa vesipitoisuuden säilymiselle ja tätä kautta myös mahdollisen elämän esiintymiselle.

Viittaukset

i    K. N. Ortiz Ceballos1 ja E. Berger1 (molemmat Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian) sekä Y. Cendes (Department of Physics and Astronomy, University of Oregon).

ii    β Pictoris b noin 12 Jupiterin massainen planeetta 10 AU:n etäisyydellä tähdestään. β Pictoris puolestaan sijaitsee noin 64 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnastamme. Tähdellä on havaittu olevan kolme eksoplaneettaa ja runsas pölykiekko, joka viittaa tähden noin parinkymmenen miljoonan vuoden ikään.

iii    maser = säteilyn stimuloitua vahvistumista, elektronisyklotronimaseri = magneettikentässä syklotroniliikettä tekevien elektronien synnyttämä ja vahvistama radioemissio.

 iv      Discovery of radio emission from the exoplanet β Pictoris b (https://doi.org/10.48550/arXiv.2609.16720)

 v    ESO:n kesällä 2026 julkaisemassa toisessa tutkimuksessa päädyttiin jo tuulihavaintojen perusteella siihen, että seitsemän kuuman jättiläisplaneetan ilmakehän dynamiikkaa voidaan selittää magneettikenttien vaikutuksella.

Helium-ilmakehä supermaa-eksoplaneetalla

KAK – Tutkijat ovat ensimmäistä kertaa havainneet ilmakehän kiviplaneetalla, joka sijaitsee tähtensä elinkelpoisella vyöhykkeellä. Kyseessä on eksoplaneetta LHS 1140 b, joka kiertää punaista kääpiötähteä noin 50 valovuoden päässä Maasta.

LHS 1140 b on niin sanottu supermaapallo: sen massa on yli viisinkertainen Maahan verrattuna ja säde noin 1,7 kertaa suurempi. Havaintojen perusteella sillä on kivinen rakenne sekä ohut, pääosin heliumista koostuva ilmakehä. Planeetta saattaa sisältää myös vettä, sillä sen kiertorata sijaitsee tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä.

Eksoplaneetan ilmakehää voidaan havaita ylikulun aikana spektrografisesti. Tähdestä mitattua spektrijä verrataan ennen ja ylikulun aikana, jolloin niiden erot paljastavat eksoplaneetan mahdollisen ilmakehän ja sen koostumuksen. Kuva NASA:n Ames-tutkimuskeskus.

Tutkijat havaitsivat (i) planeetan yläilmakehää analysoimalla tähden valoa ylikulun aikana. Ilmakehä absorboi tiettyjä valon aallonpituuksia, mikä paljasti heliumin esiintymisen. Tutkijat havaitsivat myös, että planeetan yläilmakehästä karkaa heliumia avaruuteen noin 100 000 kg/s (ii) . Tämä heliumin karkaaminen on ensimmäinen suora todiste siitä, että LHS 1140 b:llä on ilmakehä.

Tutkijoiden kehittämien mallien mukaan ilmakehä voi olla suurelta osin heliumia, koska alkuperäinen vety on karannut avaruuteen miljardien vuosien aikana. Tätä heliumvaltaisuutta ei kuitenkaan ole vielä voitu suoraan vahvistaa havainnoilla.

Löytö on merkittävä, koska tähän asti ilmakehiä on onnistuttu havaitsemaan vain suurilla kaasujättiläisillä tai erittäin kuumilla planeetoilla – ei kiviplaneetoilla, jotka sijaitsevat elinkelpoisella vyöhykkeellä.

Tutkimus viittaa siihen, että LHS 1140 b on onnistunut säilyttämään ilmakehänsä yli kolmen miljardin vuoden ajan, vaikka punaisten kääpiötähtien voimakas säteily yleensä kuluttaa planeettojen ilmakehiä. Seuraavaksi tutkijat aikovat selvittää tarkemmin, voisiko planeetalla olla meriä tai muita elämälle suotuisia olosuhteita.

Löytö osoittaa myös, että maanpäällisillä teleskoopeilla voidaan tehdä merkittäviä havaintoja eksoplaneettojen ilmakehistä, eikä pelkästään avaruusteleskoopeilla kuten James Webb -teleskoopilla.

___ 

i Tutkimus on julkaistu Science -lehdessä ja on luettavissa AAAS:n EurekAlert sivulla (16.7.2026)

ii 100 000 kg/s vaikuttaa suurelta määrältä, mutta planeetan mittakaavassa se on melko pieni vuoto. Nykyisellä nopeudella heliumilmakehä ei katoa nopeasti, ja juuri siksi tutkijat päättelevät, että planeetta on kyennyt säilyttämään ilmakehänsä miljardien vuosien ajan. Suurin osa vedyn ja mahdollisesti myös heliumin menetyksestä tapahtui todennäköisesti miljardeja vuosia sitten, jolloin säteily oli huomattavasti voimakkaampaa.

Plutolla yllättävä ilmiö: JWST vahvistaa usvan viilentävän vaikutuksen

KAK – Kaukainen kääpiöplaneetta Pluto on jälleen kerran yllättänyt tutkijat. Vuosikymmenen vanha arvoitus sen ilmakehän kylmyydestä on saanut ratkaisun, kiitos James Webb -avaruusteleskoopin (JWST) tarkkojen havaintojen. Tuore Nature Astronomy -lehdessä julkaistu tutkimus vahvistaa teorian vuodelta 2017: Pluton usvainen huntu ei ainoastaan lämmitä, vaan toimii myös tehokkaana jäähdyttimenä, joka selittää planeetan hyytävät olosuhteet.

Pluto New Horizons -luotaimen kuvaamana suunnilleen sellaisena kuin jos me näkisimme sen omin silmin. Kuva NASA/New Horizons.

Kaikki alkoi heinäkuussa 2015, kun NASAn New Horizons -luotain lensi Pluton ohitse ja lähetti Maahan ensimmäiset tarkat kuvat ja mittaustulokset tästä jäisestä maailmasta. Yksi suurimmista yllätyksistä oli Pluton ilmakehä. Se oli odotettua huomattavasti kylmempi.

Ilmakehämallien mukaan auringonvalon osuessa Pluton typpi- ja metaanipitoiseen kaasukehään sen olisi pitänyt lämmetä noin 100 kelviniin (noin –173 °C). New Horizonsin mittaukset paljastivat kuitenkin todellisen lämpötilan olevan vain noin 70 kelviniä (–203 °C). Jokin mekanismi siis poisti ilmakehästä lämpöä tehokkaammin kuin osasimme odottaa. Mutta mikä?

Vuonna 2017 tutkijat Xi Zhang, Darrell F. Strobel ja Hiroshi Imanaka esittivät Nature-lehdessä julkaistussa artikkelissaan selityksen. Heidän teoriansa mukaan avainasemassa ovat Pluton ilmakehän monimutkaiset hiilivety-yhdisteistä koostuvat usvahiukkaset – samat hiukkaset, jotka antavat Pluton ilmakehälle sinisen hohdon.

Pluton usvainen ilmakehä näkyy tässä osittain vastavaloisessa kuvassa. Kuva NASA/ New Horizons.

Teoria oli kaksijakoinen ja hieman paradoksaalinen:

1. Lämmitys: Kuten aiemmin oli ajateltu, usvahiukkaset imevät itseensä Auringon ultraviolettisäteilyä. Tämä prosessi lämmittää ilmakehän yläosia. Tämä oli odotettu osa yhtälöä.
2. Jäähdytys (uusi oivallus): Zhangin ja kollegoiden mullistava idea oli, että nämä samat usvahiukkaset säteilevät absorboimaansa energiaa erittäin tehokkaasti takaisin avaruuteen, mutta tekevät sen keski-infrapunan aallonpituuksilla. Tämä infrapunasäteily pääsee karkaamaan avaruuteen lähes esteettä, kuljettaen mukanaan valtavan määrän lämpöenergiaa.

Heidän mallinsa mukaan tämä jäähdytysmekanismi oli niin voimakas, että se ylitti reilusti hiukkasten aiheuttaman lämmitysvaikutuksen. Lopputuloksena oli ilmakehä, joka oli juuri niin kylmä kuin New Horizons oli mitannut. Teoria oli vakuuttava, mutta siltä puuttui vielä suora havaintotodiste – kukaan ei ollut havainnut tätä ennustettua infrapunahehkua.

Tässä kohtaa tarinaan astuu mukaan James Webb -avaruusteleskooppi. Sen MIRI-instrumentti (Mid-Infrared Instrument) on suunniteltu havaitsemaan juuri niitä keski-infrapunan aallonpituuksia, joilla Pluton usvan ennustettiin säteilevän.

Juuri julkaistussa Nature Astronomy -artikkelissa "Evidence of haze control of Pluto’s atmospheric heat balance from JWST/MIRI thermal light curves" tutkijaryhmä raportoi havainnoista, jotka osuvat naulan kantaan. JWST mittasi Pluton lämpökäyrää – eli sitä, miten planeetan lämpösäteily vaihtelee sen pyöriessä.

Havainnot paljastivat, että Pluton ilmakehä todellakin säteilee voimakkaasti keski-infrapuna-alueella, juuri kuten Zhangin ja kumppaneiden malli vuodelta 2017 ennusti. Tämä on suora todiste siitä, että usvahiukkaset toimivat Pluton ilmakehän termostaattina ja hallitsevat sen lämpötasapainoa. Usvan jäähdyttävä vaikutus on todellinen ja merkittävä.

Pluton arvoituksen ratkeaminen on merkittävä saavutus, jolla on laajempia vaikutuksia. Se osoittaa, että usvahiukkasilla voi olla yllättävän monimutkainen ja hallitseva rooli planeettojen ilmakehien energiataseessa. Tämä on otettava huomioon, kun tutkimme muita usvaisia kohteita Aurinkokunnassamme, kuten Saturnuksen kuuta Titania.

Mutta havainnon vaikutukset ulottuvat laajemmallekin kuin vain meidän Aurinkokuntaamme. Monet kaukaisista eksoplaneetoista voivat olla usvan peitossa! Pluton tapaus antaa meille uuden työkalun ja ymmärryksen siitä, miten näiden vieraiden maailmojen ilmastot voivat toimia. Usvainen ilmakehä ei välttämättä tarkoita lämmintä, vaan se voi päinvastoin viitata tehokkaaseen jäähdytykseen.

Tämä tarina on myös täydellinen esimerkki tieteellisestä prosessista toiminnassa: ensin arvoituksellinen havainto (New Horizons), sitten selittävä teoria ja ennuste (Zhang et al. 2017), ja lopulta teorian vahvistava ja ratkaiseva havainto (JWST 2025).

 

Webbin tekemät havainnot ensimmäisestä eksoplaneetastaan

Tutkijat ovat vahvistaneet[1] eksoplaneetan olemassaolon NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskoopin avulla ensimmäistä kertaa. Tunnuksen LHS 475 b saanut planeetta on lähes täsmälleen samankokoinen kuin omamme, sen halkaisija on noin 99 % Maan halkaisijasta.

Taiteilijan näkemys eksoplaneetasta. Kuva NASA/ESA/CSA.

Tutkimusryhmää johtavat Kevin Stevenson ja Jacob Lustig-Yeger, molemmat Johns Hopkinsin yliopiston sovelletun fysiikan laboratoriosta Laurelissa, Marylandissa. Tiimi päätti tarkkailla tätä kohdetta Webb-teleskoopilla tarkistettuaan huolellisesti NASAn Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) -satelliitin tiedot, jotka vihjasivat planeetan olemassaoloon. Webbin lähi-infrapunaspektrografi (NIRSpec) havaitsi planeetan helposti ja selkeästi vain kahdella ylikulkuhavainnolla. "Ei ole epäilystäkään siitä, että planeetta on olemassa, Webbin tarkat tiedot vahvistavat sen”, Lustig-Yager sanoi.

"Nämä ensimmäiset havaintotulokset Maan kokoisesta kiviplaneetasta avaavat oven monille tulevaisuuden mahdollisuuksille tutkia kiviplaneettojen ilmakehää Webbin kanssa", myönsi Mark Clampin, NASAn Washingtonin päämajan astrofysiikan osaston johtaja. "Web tuo meidät yhä lähemmäksi uutta ymmärrystä Maan kaltaisista maailmoista Aurinkokunnan ulkopuolella, ja tehtävä on vasta alkamassa."

Webbin havaintojen perusteella laadittu tähden kirkkauskäyrä, jossa näkyvä "kuoppa" paljastaa planeetan ylikulun, sekä sen halkaisijan. Kiertoaika puolestaan voidaan määrittää toistuvien ylikulkujen perusteella. Tähden massan ja kiertoajan perusteella voidaan laskea planeetan etäisyys tähdestä ja planeetan massa. Kuva NASA/ESA/CSA.

Kaikista toimivista kaukoputkesta vain Webb pystyy karakterisoimaan Maan kokoisten eksoplaneettojen ilmakehän. Ryhmä yritti arvioida, mitä planeetan ilmakehässä on analysoimalla sen siirtospektriä. Vaikka tiedot osoittavat, että tämä on Maan kokoinen kiviplaneetta, he eivät vielä tiedä, onko sillä ilmakehää. "Observatorion tiedot ovat kauniita", sanoi Erin May, myös Johns Hopkinsin yliopiston soveltavan fysiikan laboratoriosta. "Kaukoputki on niin herkkä, että se havaitsee helposti useita molekyylejä, mutta emme voi vielä tehdä lopullisia johtopäätöksiä planeetan ilmakehästä."

Vaikka tiimi ei voi päätellä tarkasti, mitä on havaittu, he voivat ehdottomasti sanoa, mitä ei ole. "Voimme sulkea pois joitain ilmakehätyyppejä", Lustig-Yager selitti. "Sillä ei voi olla paksua metaani-ilmakehää, joka on samanlainen kuin esimerkiksi Saturnuksen kuulla Titanilla."

Webb ei havainnut havaittavaa määrää mitään alkuainetta tai molekyyliä. Spekrihavainnot (valkoiset pisteet) ovat yhdenmukaisia ​​sellaisen planeetan ominaisuuksettoman spektrin kanssa, jolla ei ole ilmakehää (keltainen viiva). Violetti viiva edustaa puhdasta hiilidioksidi-ilmakehää, eikä sitä voi erottaa ilmakehättömästä nykyisellä tarkkuudella. Vihreä viiva edustaa puhdasta metaani-ilmakehää, joka ei kuitenkaan ole todennäköinen, koska metaanin, jos sitä on, odotetaan estävän enemmän tähtien valoa 3,3 mikrometrin aallonpituudella. Kuva NASA/ESA/CSA.

Ryhmä toteaa myös, että vaikka on mahdollista, että planeetalla ei ole ilmakehää, on joitakin ilmakehätyyppejä, joita ei ole suljettu pois, kuten puhdas hiilidioksidi-ilmakehä. "Vastaintuitiivisesti 100-prosenttinen hiilidioksidi-ilmakehä on niin paljon kompaktimpi, että sen havaitseminen on erittäin haastavaa", Lustig-Yager sanoi. Vielä tarkempia mittauksia tarvitaan, jotta tiimi erottaisi puhtaan hiilidioksidi-ilmakehän usean kaasun muodostamasta ilmakehästä. Tutkijoiden on tarkoitus hankkia lisää spektrejä lisähavainnoilla tulevana kesänä.

Webb paljasti myös, että planeetta on muutama sata astetta lämpimämpi kuin Maa, joten jos pilviä havaitaan, se voi saada tutkijat päättelemään, että planeetta on Venuksen kaltainen, jolla on hiilidioksidi-ilmakehä ja joka on jatkuvasti paksujen pilvien peitossa. "Olemme eturintamassa pienten, kivisten eksoplaneettojen tutkimisessa", Lustig-Yager sanoi. "Olemme tuskin alkaneet raapia pintaa siitä, millainen heidän ilmakehä planeetalla voisi olla."

Tutkijat vahvistivat myös, että planeetan kiertoaika on noin kaksi vuorokautta. Tämä tieto paljastui lähes välittömästi Webbin tarkasta valokäyrästä. Vaikka LHS 475 b on lähempänä tähteään kuin mikään Aurinkokunnan planeetta, sen punainen kääpiötähden lämpötila on alle puolet Auringon lämpötilasta, joten tutkijoiden mukaan planeetta voisi silti ylläpitää ilmakehää.

Tutkijoiden löydökset ovat avanneet mahdollisuuden paikantaa Maan kokoisia planeettoja, jotka kiertävät pienempiä punaisia ​​kääpiötähtiä. "Tämä kiviplaneetan vahvistus korostaa tehtävän instrumenttien tarkkuutta", Stevenson sanoi. "Ja se on vasta ensimmäinen monista löydöistä, jotka se tekee." Lustig-Yager oli samaa mieltä: "Tämän teleskoopin avulla kiviset eksoplaneetat ovat uusi raja."

LHS 475 b on suhteellisen lähellä, vain 41 valovuoden päässä, Oktantin tähdistössä.

Viittaukset

[1] Ryhmän tulokset esiteltiin American Astronomical Societyn (AAS) lehdistötilaisuudessa keskiviikkona 11. tammikuuta 2023.

Ilmakehä on laajempi kuin luulitkaan

Olet varmaan joskus pohtinut kysymystä mihin ilmakehä päättyy ja avaruus alkaa. Todellisuudessa ne eivät ole aivan sama asia, sillä ilmakehän tiedetään jatkuvan aina vain ohuempana kauas avaruuteen, revontuliakin on havaittu lähes tuhannen kilometrin korkeudella.

Ilmakehän ohenee ylöspäin noustessa, mutta mihin se päättyy? Kuva NASA Earth Observatory.

FAI Internationale (engl. World Air Sports Federation) on määritellyt avaruuden alarajaksi 100 km (330 000 jalkaa) merenpinnasta perustuen fyysikko Theodore von Kàrmàn’in (1881–1963) tutkimukseen. Hänen mukaansa lentokoneen tulisi lentää ratanopeutta suuremmalla nopeudella, jotta se voisi kehittää siivillänsä tarvittavan aerodynaamisen nostovoiman. Kàmànnin mukaan tämä vastaa noin 52 mailin [1] lentokorkeutta. FAI on ottanut asian varman päälle ja käyttää määritelmässään 62 mailin korkeutta, sillä tarkka raja vaihtelee ilmakehän laajenemisen ja supistumisen myötä mm. Auringon aktiivisuussyklin mukaan.

Koska avaruuden rajalla ei ole mitään kansainvälistä sopimusta, muut organisaatiot voivat käyttää omia määritelmiään. Esimerkiksi NASA pitää avaruuden rajana 50 mailia, noin 80 km, ja myöntää tämän rajan ylittäneille ”Ulkoavaruuden rintamerkin”.

SOHO-luotaimen SWAN-instrumentti mittasi maapallon geokoronan Lagrangen pisteen L1 halo-radalta. Kuva ESA.

Avaruuden raja on siis suhteellisen lähellä maapallon pintaa ja ilmakehä jatkuu siis paljon kauemmaksi. Yksi raja on noin 200 000 km korkeudella, jolloin aurinkotuulen aiheuttama paine tulee suuremmaksi kuin maapallon gravitaatiovoima. Mutta tämäkään korkeus ei vielä taida olla ilmakehän ulkoraja! Euroopan avaruusjärjestön SOHO-luotaimessa oleva SWAN-laitteisto havaitsee vetykaasun aiheuttamaa Lyman alfa -sätelyä Auringosta poispäin. SWAN-laitteistolla on havaittu lukuisia komeettoja mutta myös maapallon ympärillä olevaa vetyä. Se muodostaa maapallolle aurinkotuulen paineesta johtuvan komeettamaisen pyrstön. Tätä kaasupilveä kutsutaan geokoronaksi.

Apollo 16 astronautit saivat kuvaan tallennettua maapallon geokoronan. Kuva NASA.

Geokoronan tiheys maapallon päiväpuolella eksosfäärissä (690 km korkeudella) on aurinkotuulen kompressiovaikutuksesta johtuen noin 70 atomia kuutiosenttimetrissä [2]. Kuun radan etäisyydellä (384 400 km) hiukkastiheys on jo pudonnut 0,2 atomiytimeen kuutiosenttimetrissä, mutta se ei vieläkään ole kaasun raja. SWAN-laitteisto on havainnut geokoronan ulottuvan noin 630 000 km etäisyydell3 maapallosta, eli yli 1,5× Kuun etäisyydelle. Olisiko tämä ilmakehän yläraja, kenties!

Huomautukset

[1] Kàrmàn ei ottanut laskelmissaan huomioon Keplerin voimana tunnettua keskipakoisvoimaa, joka tulee sitä merkittävämmäksi tekijäksi mitä ylempänä ja nopeammin lennetään. Ratanopeudella Keplerin voima on yhtä suuri kuin lentolaitteen massa (ja siivet olisivat tarpeetonta massaa). Ottamalla Keplerin voima huomioon, lentokorkeus voisi olla 57 mailia.

[2] Eksosfäärin tiheys vaihtelee huomattavasti, jopa kertoimella 5 johtuen Auringon säteilyvoimakkuudesta, lähiavaruuden avaruussäästä ja vuoden ajasta.

Miksi meteoroidi pirstoutuu ilmakehässä?

Tseljabinskin meteoroidi jätti jälkeensä komea tiivistymisvanan.
Kuva Wikimedia Commons.

Professori Jay Melosh’in^[1] johtama tutkimusryhmä on selvittänyt tietokonemalleilla kuinka ja miksi Tšeljabinsk’in^[2][3] yllä ilmakehään tunkeutunut meteoroidi pirstoutui. 

Luonnollisesti sama mekanismi hieman varioiden toimii kaikkiin avaruudesta ilmakehään tunkeutuvissa luonnollisissa kappaleissa. Tšeljabinskissa avaruudesta ilmakehään syöksyneen meteoroidin massa^[4] oli arviolta noin 10 000 tonnia ja siitä maanpinnalle päätyi noin 0,1 % eli hieman alle tuhat kiloa.

Tutkimuksen mukaan suurin syy pirstoutumisen on kappaleeseen suurella paineella tunkeutunut ilma. Avaruudessa olevat meteoroidit ovat luonnostaan huokoisia jopa niin, että yli 20 % niiden tilavuudesta on suurempia ja pienempiä onkaloita. Osa huokosista on yhteydessä toisiinsa. Huokoisuuden lisäksi kiviaines on luonnostaan haurasta.

Tšeljabinsk in meteoroidin nopeus ilmakehään tullessa oli yli 50-kertainen äänennopeuteen verrattuna, joten kappale muodosti eteensä (ilman kompressoituessa) sokkiaallon, joka levisi äänennopeudella ympäristöön. Sokkiaallon ja meteoroidin pinnan rajapinnassa paine nousu hyvin suureksi, jolloin ilmaa tunkeutui meteoroidiin huokosten kautta. Vastaavasti jättöpuolella meteoroidia oli täydellinen tyhjiö. Paine-ero meteoroidin sisäisen paineen ja etenkin jättöpuolen välillä johti kappaleen räjähdyksen kaltaiseen pirstoutumiseen.

Varsinainen hajoaminen tapahtui noin 15 – 20 km korkeudessa^[5] ja kappaleen liikerata oli lähes maanpinnan suuntaista. Näin ollen ympäristöön levinnyt sokkiaalto aiheutti maanpinnalla tuhoa laajalla alueella rikkomalla ikkunoita ja sortuipa yksi tehdasrakennuksen seinä äkillisestä paineesta.

Tutkimuksessa ei selvitelty sitä, kuinka kompressoituneen ilman aiheuttama kuumuus ja sen vaikutuksesta pinnan sulaminen ja ablaatio (haihtuminen)^[6] vaikuttivat ilmapaineen tunkeutumiseen meteoroidin sisään. Ainakin pienemmissä kappaleissa olettaisi sillä olevan suuri merkitys.

Huomautus

[1] Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences at Purdue University.

[2] 15.2.2013

[3] Venäjällä

[4] Meteoroidin alkuperäiseksi kooksi arvioitiin 17–20 m.

[5] Pirstoutumiskorkeudesta on useita eriäviä käsityksiä eri lähteissä. Ilmeisesti isompien kappaleiden irtoaminen johti siihen, että meteoroidin kappaleet pirstoutuivat eri korkeuksilla. Vastaavasti yliäänipamauksia kuultiin useita perättäisiä, joskin jotkut niistä olivat varmaankin heijastumia rakennuksista.

Meteoroidin pirstoutumiskorkeuteen vaikuttaa nopeuden ja koon lisäksi kappaleen lujuus, materiaali ja sen huokoisuus. Lisäksi pirstoutumiskorkeuteen vaikuttavat saapumiskulma ja mahdolliset avaruudessa syntyneet halkeamat ja murroslinjat. Lisäksi kosmisen säteilyn aiheuttamat kiderakenteen virheet ja rapautumiset vaikuttavat kappaleen lujuuteen ja kestävyyteen.

[6] Ablaatio poisti meteoroidin massasta 99,9 % ennen kuin se saavutti maapinnan

Lähde

M.E. Tabetah & H.J.Melosh; Air penetration enhances fragmentation of entering meteoroids; Meteor & Planetary Science, 11.12.2017 onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/maps.13034/full

Exomars saapuu Marsiin

Taiteilijan näkemys TGO ja Schiaparellin lähestymisesta
Marsiin. Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestö (ESA) uusi marsluotain Exomars^[1] saapuu  perille Marsiin 19. lokakuuta. Exomars koostuu kahdesta luotaimesta: Trace Gas^[6] Orbiter (TGO)^[2] asettuu Marsia kiertävälle radalle, ja toinen luotain on Marsiin laskeutuva Schiaparelli, joka irtoaa 16. lokakuuta ja tekee kuusi minuuttia kestävän laskeutumisen Meridiani Planumiin 19.lokakuuta.

TGOn tietieelliset^[4] havainnot alkava vasta joulukuussa 2017 ja kestävät luotaimen toiminta-ajan loppuun. Luotaimen tehtävän on kartoittaa Marsin ilmakehän kaasuja kuten jalokaasuja, metaania ja pyrkiä keräämään havaintoja, joiden perusteella tutkijat pystyvät ratkaisemaan mistä lähteestä (geologinen vai biologinen) Marsin ilmakehässä aikaisemmin havaittu metaani on peräisin.

Vuoden 2017 aikana TGO tekee sarjan ilmajarrutuksia^[7], joiden tuloksen luotaimen rata muuttuu ympyräradaksi. Luotaimen on tarkoitus toimia myös vuoden 2020 Marsiin laskeutuvan Exomars 2020 Roverin radiolinkkinä sen kulkiessa Marsin pinnalla.

Schiaparelli puolestaan kokeile useita erilaisia laskeutumismenetelmiä laskeutumisen aikana. Ensimmäisessä vaiheessa sen saapuessa Marsin ohueen ilmakehään luotaimen suojana on lämpökilpi. Vauhdin hidastuttua merkittävästi laskeutujan laskuvarjo avautuu, ja lämpökilpi irrotetaan. 

Laskuvarjon varassa luotain leijuu alemmaksi ilmakehään. Ennen Marsin pinnan saavuttamista laskuvarjo irrotetaan ja käyttöön otetaan jarrumoottorit, jotka hidastavat laskeutumisnopeuden nollaan muutaman metrin korkeudessa pinnasta.

Tässä vaiheessa otetaan täysin uusi laskeutumisjärjestelmä käyttöön. Schieparelliin on nimittäin rakennettu ilmatyyny ja muotoaan muuttavia suojarakenteita, jotka luhistuvat kasaan luotaimen pudotessa vapaasti viimeiset parin metrin matka Marsin pinnalle samalla vaimentaen törmäysiskua.

Schiaparelli ei ole pelkästään kokeiluluontoinen laskeutumisalus, vaan sen mukana Marsiin viedään pieni tieteellisten havaintojen instrumenttipaketti^[5]. Laskeutuja tekee havaintoja tuulennopeudesta, kosteudesta, ilmanpaineesta ja lämpötilasta laskeutumispaikalla. Luotaimessa on myös sähkökenttiä mittaava laitteisto, jolla pyritään selvittämään Marsissa silloin tällöin koko planeetan kattavien ja paikallisten pölymyrskyjen syntymistä.

Yllä oleva video havainnollistaa Schiaparelli-luotaimen laskeutumisen eri vaiheita. Video ESA.

Huomautukset

[1] Exomars laukaistiin kohti Marsia venäläisellä Proton-M-kantoraketilla  Baikonurista Kazakstanista heti laukaisuikkunan avauduttua maaliskuun 14 päivänä 2016.

[2] TGO kokonaismassa Marsin kiertoradalla on 3732 kg, josta tieteellisiä instrumentteja on 113,8 kg. Luotaimen koko on 3,5×2× m, aurinkopaneelien pituus on 17,5 m.

[3] Schiaparelli kokonaismassa on 600 kg ja halkaisija 1,65 m.

[4] TGOn istrumentit ovat: Ilmakehän kemian tutkimuslaitteisto (ACS), kamerajärjestelmä (CaSSIS), erotuskykyinen epitermisten neutronien ilmaisin (FREND) ja Marsin nadiiri ja peittymistutkimuslaitteisto (NOMAD)

[5] Schiaperellin havaintolaitteet ovat: Ilmakehän laskeutumisaikainen tutkimus- ja analyysilaitteisto (AMELIA), Aerothermaalinen ja radiometrinen sensori paketti (COMARS+), laskeutumiskamera (DeCa), laskeutumislasermittalaitteisto (INRRI), Marsin pinnan pöly- ja ympäristöanalysaattori (DREAMS).

[6] Trace Gas (kaasujäljet) muodostuvat Marsin ilmakehässä olevista kaasuista, joiden kokonaismäärä on alle 1 %. Merkittävin kaasuista on metaani, jota on Marsin ilmakehässä vain 10 miljardisosaa (ppb). Muita kaasuja ovat vesihöyry, typpidioksidi ja asetyleeni.

Metaani on selvästi hieman ongelmallinen kaasu, sillä se pitäisi hävitä Marsin ilmakehästä tyystin noin 400 vuodessa. Näin ollen sitä täytyy vapautua jostakin lähteestä pieniä määriä jatkuvasti, tutkijat vain eivät tunne tätä lähdettä. Metaania syntyy kahdenlaisissa prosesseissa: geologisesti erilaisten vulkaanisten ilmiöiden yhteydessä tai sitten biologisissa prosesseissa kuten bakteerien aineenvaihdunnan tuotoksena.

Mars on kuitenkin ajateltu olevan geologisesti passiivinen planeetta, joten jos kaasulähteeksi paljastuu ei-biologinen alkuperä, tutkijat joutuvat muuttamaan käsitystään planeetan geologian suhteen. Jos taas metaanin lähteenä ovat biologiset prosessit, niin tilanne muuttuu entistä mielenkiintoisemmaksi ja Marsin tutkimus saa uutta puhtia purjeisiin.

[7] TGO asettuu aluksi Marsin kiertoradalle, jonka lähin piste on 250 km korkeudessa Marsin pinnasta ja etäisin piste 100 000 km etäisyydellä.  Kiertoaika tällä radalla on 4 vuorokautta. Tammikuun puolivälissä (2017) TGOn radan inklinaatiota muutetaan 74 asteeseen, jolloin tieteelliset havainnot kattavat käytännöllisesti katson koko planeetan.  

Seuraava vaihe on radan muuttaminen pyöreäksi. Se vaatii satakunta ilmajarrutusta Marsin tiheimpiin ilmakehän osiin ja lopullinen ympyrärata tulee olemaan noin 400 km korkeudella.

Pluton jäinen ”sydän”

Pluton jäinen "sydän" on jatkuvasti uudistuva jäätikkö.

New Horizons -luotaimen ottamat lähikuvat Pluton vaaleana näkyvästä sydämenmuotoisesta alueesta (Tombaugh Regio) osoittavat sen olevan jäätikkö. Tutkijat arvioivat jään muodostuneen suurimmaksi osaksi hiilimonoksidista ja pinnan iäksi arvioidaan enintään 100 miljoonaa vuotta. Ilmeisesti jonkin geologinen prosessi uudistaa alueen pintaa, sillä kraattereita ei juuri alueella näytä olevan. Pinnan uudistumista vahvistavat myös kuvissa näkyvät pienet kuopat, joiden arvellaan syntyneen jään sublimoituessa suoraan kaasuksi.

Plutosta karkaava typpi ja aurinkotuuli kohtaavat
kymmenientuhansien kilomterin etäisyydellä, jonne
muodostuu sokkiaalto.

Pluton ilmakehä kostuu lähinnä typestä ja se ulottuu ainakin 270 km korkeuteen. Ilma kehä näyttää myös ”vuotavan” avaruuteen, sillä New Horizonsin instrumentit ovat havainneet ionisoitunutta kaasua kymmenien tuhansien kilometrien etäisyydellä Plutosta. Karkaavan tyyppikaasun ja aurinkotuulen kohdatessa muodostuu Pluton ympärille sokkirintama (tai sokkiaalto), jossa aurinkotuulen yliäänennopeus (supersonic) hidastuu alle äänennopeuden (subsonic).

Pluton sydänjäätikkö ei ole pelkkää tasankoa,
vaan siellä on kuoppia ja mäkiä sekä jonkinlaisia laaksoja,
jotka kenties ovat tuulten aikaansaamia.

Nix-kuu on vain noin 40 km halkaisijaltaan. Kuvan pikselimössöstä
erottuu noin 6 km kokoisia yksityiskohtia.

Kuvat NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

Kuunpimennys on auringonpimennys Kuussa

Oletko tullut ajatelleeksi, että kuunpimennys on auringonpimennys jos havaintopaikkasi sijaitsee Kuussa? Auringonpimennys Kuussa on hieman erinäköinen kuin Maassa, sillä ilmakehättömyys muuttaa pimennyksen näkymistä jonkin verran. Suurin ero kuitenkin on Auringon peittävän Maan koko, joka on näennäisesti kolminkertainen Auringon kokoon verrattuna. Maan näennäinen koko tekee auringonpimennyksestä pidemmän kuin koskaan Maasta nähdyissä pimennyksissä.

Auringonpimennyksen täydellisen vaiheen alku
Tycho-kraatterista nähtynä. Piirros Kari A. Kuure.

Muitakin eroja pimennyksissä on nähtävissä: merkittävin ero on maapallon ilmakehän hehkuminen auringonlaskun punaisena. Vaikka Aurinko onkin Kuusta katsottuna maapallon takana, osa auringonvalosta tunkeutuu ilmakehän lävitse ja valaisee Kuuta. Tästä syystä Kuun väri kuunpimennyksen aikana Maasta katsottuna on punainen tai kuparin ruskea.

Auringonpimennyks päättymisvaihe. Piirros Kari A. Kuure.

Kolmas eroavaisuus on Auringon koronan näkyminen kirkkaampana ja laajempana kuin Maasta nähtynä. Tähän on syynä jälleen ilmakehättömyys. Kaiken lisäksi koronan voi ainakin teoriassa saada näkymään vaikka varsinaisesti pimennys ei olisikaan meneillään yksinkertaisesti peittämällä Auringon vaikka avaruuspuvun kädellä. Tosin koronan näkymistä vaikeuttaa silmän sopeutumattomuus pimeään, sillä ympäröivä kuunmaisema on edelleen kirkkaassa auringonvalossa. Maiseman ja himmeän koronan välinen kirkkausero on niin paljon suuri, että korona ei paljain silmin varmastikaan näkyisi.

Oheisissa kuvissa on lauantaina 4.4.2015 näkynyt kuunpimennys Kuusta nähtynä simuloituna. Havaintopaikaksi valitsin Tycho-kraatterin Kuun eteläisellä pallonpuoliskolla, jossa pimennyksen kesto ja tummuus oli kaikkein suurin.

Ennen kuin auringonpimennyksen osittainen vaihe ehti päättyä,
maapallo ehti peittämään myös Uranus-planeetan. Piirros Kari A. Kuure.

New Horizons -luotain aktivoitiin

Kuva NASA/Johns Hopkins University Applied Physics 
Laboratory/Southwest Research Institute

Pluton järjestelmää havaitseva New Horizons -luotain aktivoitiin lauantain ja sunnuntain välisenä yönä Suomen aikaa.  Australian Canberra sijaitsevalle Nasan Deep Space Network:in radioasemalle luotaimesta lähetetyllä signaalilla kului matkaan aikaa neljä tuntia ja 26 minuuttia. Luotaimen käynnistäminen oli ohjelmoitu sen tietokoneelle.

New Horizons -luotaimelta kuluu vielä yli puolivuotta Pluton ohittamiseen, se tapahtuu heinäkuun 14. päivänä ensi vuonna, jolloin sen etäisyys on 33 au.  Luotain ei kuitenkaan jää Pluton järjestelmään, vaan kiitää ohi Kuiperin vyöhön havaintoja tehden. Ensimmäiset jatkuvat havainnot Plutosta ja sen kuista tehdään kuitenkin jo tammikuun 15. päivänä.

New Horizons -luotaimen rata kohti Plutoa. Kuva Nasa.

New Horizons laukaistiin matkaan kohti aurinkokuntamme ulko-osia monien vaiheiden jälkeen tammikuun 19. päivänä vuonna 2006. Ehtipä luotaimen rakentaminen olemaan jäissä muutaman kuukauden Nasan ja Yhdysvaltain liittovaltion rahavaikeuksien vuoksi. Onneksi tutkijoiden panostus tuotti tulosta ja luotaimen rahoitus järjestyi.

New Horizons -luotaimen matkaan saattamisella oli kiire, jotta luotain saavuttaisi Pluton ennen kuin pikkuplaneetan ilmakehä mahdollisesti romahtaa. Pluton rata on erittäin soikea ja sen ollessa ratansa Aurinkoa lähimpänä olevassa osassa, sille kehittyy haihtuvista jäistä ilmakehä. 

Pluto oli perihelissä vuonna 1989 ja silloin se oli lähempänä Aurinkoa kuin Neptunus.  Lämpötila on niin alhainen, että kääpiöplaneetan siirtyessä kauemmaksi Auringosta, tutkijat arvelevat ilmakehän härmistyvän Pluton pinnalle. Ilmakehän romahtamisen odotetaan tapahtuvan viimeistään 2020-luvulla.

Luotaimen laukaisu tapahtui käytännöllisesti katsoen viime hetkellä. Syy oli se, että luotaimen piti matkallaan ohittaa Jupiter lisävauhtia antavalla linkoradalla. Lisävauhti oli puolestaan erittäin tarpeen, sillä ilman sitä luotaimen matkavauhti olisi jäänyt varsin vaatimattomaksi ja Pluton saavuttaminen ajoissa olisi ollut mahdotonta. Laukaisun aikaan Jupiterin ohittavan radan laukaisuikkuna oli jo sulkeutumassa. Laukaisu kuitenkin onnistui ja luotain ohitti Jupiterin helmikuussa 2007.

New Horizons -luotaimen tekemät säännölliset havainnot aloitetaan tammikuussa. Kolme kuukautta ennen lähiohitusta kuvat ovat jo niin tarkkoja, että ensimmäinen kartoitus voidaan tehdä. Tähän asti yksityiskohtaisimmat kuvat Plutosta on saatu Hubble avaruuskaukoputkella ja ne eivät ole kovinkaan erotuskykyisiä. Näin ollen tutkijoilla ei juuri ole minkäänlaista käsitystä millaisia pinnanmuotoja Plutolla on. (Uskaltaisin kuitenkin veikata, että ulkonäöltään pinta ei juuri poikkea ulkoplaneettojen suurien kuiden jäisistä pinnoista.)

Ohilento vie New Horizons -luotaimen Pluton ja Charonin taitse siten,
että suora näköyhteys Maahan katkeaa hetkeksi. Kuva Nasa.

Ohilennon havaintojen kannalta kiireisimmät hetket ovat tietysti silloin kun luotain on lähimmillään Plutoa. Etäisyyttä tällöin on vain noin 9 600 km ja Charoniin on matkaa vain 27 000 km. Vain puolituntia ennen lähintä ohitusta luotain ottaa tarkimmat kuvat Plutosta. Kuvissa odotetaan näkyvän noin 60 metrin kokoisia yksityiskohtia.

Ohilennon jälkeen kiireinen havaitseminen jatkuu. Tutkijoita kiinnostava ilmakehän odotetaan näkyvän erityisen hyvin vastavaloon otetuissa kuvissa. Vastavalokuvissa odotetaan näkyvän Plutoa mahdollisesti kiertävä ohut rengas (mitään varmuutta renkaan olemassa olosta ei ole).  Ohilennon rata on suunniteltu myös siten, että Pluto ja Charon peittävät Auringon ja Maan. Peittymisiä käytettään Pluton ilmakehän havainnointiin ja samalla saadaan tehtyä radiohavaintoja Maasta.

Poistuttuaan Pluton järjestelmästä New Horizons-luotain jatkaa kulkuaan Kuiperin vyöhön. Tutkijat ovat jo valmiiksi etsineet seuraavien kappaleiden ohilennot; kappaleita on kolme. Ohilennettävien kuiperoidien löytäminen ja jatkosta päättäminen tehtiin vasta kuluneen syksyn aikana, sillä sopivien kohteiden löytyminen ei ollut mikään helppo tehtävä.

Kuva: NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

Useimmat kuiperoidit ovat kooltaan ja massaltaan noin kymmenkertaisia tavallisiin komeettoihin nähden, ne eivät kuitenkaan ole kooltaan kuin prosentin Pluton kokoluokasta ja suurimmatkin niistä ovat erittäin kylmiä. Näin ollen Hubblekaan ei kovin helposti niitä pysty löytämään ja etsintään on käytetty myös suurimpia maanpinnalla olevia kaukoputkia.

Etsinnän tehokkuutta kuitenkin kuvaa se, että useita kymmeniä uusia kuiperoideja löydettiin, mutta niistä ei kovinkaan moni ollut sellaisella radalla johon New Horizons -luotaimen polttoaine riittäisi. Tutkijoita ehtikin jo huolestuttaa mahdollisuus, että yhtäkään sopivalla radalla olevaa kuiperoidia ei löytyisi. Viime syyskuussa kuitenkin oli löytynyt yksi sopiva ja kaksi mahdollisesti sopivaa kappaletta, joiden havaitsemista täytyy kuitenkin vielä jatkaa. Kaksi näistä on noin 55 km ja kolmas on noin 25 km halkaisijaltaan. Jos ne osoittautuvat parhaiksi mahdollisiksi kohteiksi, niin New Horizons tekee kappaleiden ohilennot muutaman vuoden kuluessa Pluton ohittamisesta.

Jättiplaneetta Jupiter

Jupiter pienellä harrastaja kaukoputkella 

kuvattuna. Jupiterin lisäksi 

kuvassa näkyvät Jupiterin kuut: 

Ganymedes (vasemmalla), 

Europa ja Io (Jupiterista 

oikealle). Kuva Kari A. Kuure.

Aurinkokuntamme suurin planeetta Jupiter on ehdottomasti tähtitaivaan näyttävin kohde aina ensi kevääseen asti. Se on horisontin yläpuolella koko yön ja näkyy hämmästyttävän kirkkaana, vain Venus ylittää sen kirkkauden. Jupiter ei ole vain kirkas, vaan myös suurikokoinen; tarkkasilmäisimmät voivat nähdä sen paljain silmin kiekkona maaliskuun puolivälin tienoille asti. Jupiter näkyy kesään asti Kaksosten tähdistössä.

Jupiterin suuri kirkkaus (–2,5^m) ja näennäinen koko johtuvat yksinkertaisesti siitä, että Jupiterin oppositio on tammikuun 5.päivänä 2014. Oppositio tarkoittaa sitä, että kohde näkyy taivaalla vastakkaisella puolella kuin Aurinko. Tunnetuin oppositio on Kuulla, joskin emme silloin puhu Kuun oppositiosta vaan täysikuusta. 

Jupiterin oppositio merkitsee myös sitä, että maapallon ja Jupiterin välinen etäisyys on lyhyin, vain 4,21 au (629 816 000 km). Vastaavasti konjunktion aikaan (seuraava 24.7.2014) Jupiterin ja Maan välinen etäisyys on suurin ja se on silloin noin 300 000 000 km pitempi.

Planeettana Jupiter on aivan toisenlainen kuin Maa. Jupiter koostuu suurimmaksi osaksi vedystä ja heliumista[1]. Näiden kahden aineen lisäksi Jupiteriin on päätynyt koko joukko muita, kevyehköjä alkuaineita. Sen sijaan kiveä Jupiterissa on suhteellisesti vähemmän kuin aurinkokuntamme sisäosien kiviplaneetoissa, mutta planeetan suuresta massasta johtuen, sitäkin siellä on muutaman maapallon verran.

Kiviytimen yläpuolella on vedestä ja ammoniumista muodostunut jääkerros. Sen yläpuolella on sähköä johtava metallisen vedyn kerros, joka ulottuu noin puoliväliin Jupiterin sädettä. Kerros synnyttää Jupiterin valtavan magneettikentän. Jos pystyisimme näkemään kentän, se näkisi meille täysikuun kokoisena.

Siirryttäessä planeetan ylempiin kerroksiin, vedyn olomuoto muuttuu ja siitä tulee tavallista nestemäistä vetyä. Vaihettumiskerroksessa helium ja siihen liuennut neon muodostava pisaroita ja tiivistyvät nesteeksi metallisen vedyn pinnalle. 

Ytimen ja sitä ympäröivien kerrosten lämpötila on korkeimmillaan useita tuhansia asteita; likipitäen samaa luokkaa kuin Auringon efektiivinen lämpötila (noin 5500 K). Kiinteät ja nestemäiset olomuodot näin korkeissa lämpötiloissa ovat mahdollisia vain hyvin suuressa paineessa. 

Nestemäisen vedyn ja kaasumaisen (molekyylisen vedyn) ilmakehän välinen raja ei ole kovinkaan selkeä. Muutos tapahtuu vähitellen noin 15 000 km (± joitakin tuhansia kilometrejä) pilvipeitteen alapuolella. Paine tässä kerroksessa on noin 100–200 Mpa[2]. 

Jupiterin yläilmakehän rakenne. 

Paine 10⁵ Pa vastaa ilmakehän 

painetta maanpinnalla ja 

tässä paineessa esiintyy 

vyöhykkeiden pilvet. 

Kuva Wikimedia Commons.

Se mitä näemme Jupiterista, on planeettaa peittävä pilvipeite. Se on useista eri kerroksista ja kemiallisista yhdisteistä koostuva, samoin kuin kerrosten lämpötilat ja tuuliolosuhteet poikkeavat suuresti toisistaan. Alimmassa kerroksessa [3]on runsaasti kerrostuneita pilviä, jotka muodostuvat ammoniakista, ammoniumvetysulfidista ja vedestä. 

Vaaleimmat alueet ovat vyöhykkeitä (zones) ja tummat vöitä (belts). Molemmat pilvikerrostumat kiertävät Jupiteria nauhana, joiden muoto on seurausta Jupiteria kiertävistä suihkuvirtauksista. Vaaleilla vyöhykkeillä virtaukset tuovat ilmakehän kaasuja alhaalta ylöspäin ja sen seurauksena ammonium (NH₃)muodostaa vaaleita pilviä näille alueille. 

Tummempien vöiden alueella ilmavirtaus on laskeva ja pilvet muodostuvat suurimmaksi osaksi ammoniumvetysulfiitista (NH₄HS) ja vedestä (H₂O).

Jupiterin ilmakehän virtausten synty ei ole kovinkaan hyvin tunnettua. Tutkijat ovat kehittäneet useita toisistaan poikkeavaa malleja, jotka pystyvät selittämään osan havaituista ilmiöistä. Ensimmäinen malli[4] perustuu stabiileille ilmakerrosten järjestelmälle ja toinen, syvä malli[5], jonka mukaan nestemäisen vedyn kerrostumaan asti ulottuvalla sylinterit muodostava Jupiteria kiertävän virtausjärjestelmän.

Vöiden ja vyöhykkeiden lisäksi Jupiterin pilvipeitteessä on nähtävissä monenmoisia pyörteitä ja muita sääilmiöitä. Merkittävin näistä on Suuri punainen pilkku (GRS), joka on ollut näkyvissä yhtäjaksoisesti ainakin 350 vuoden ajan[7]. Tämän lisäksi GRS:stä etelään on Ovaali BA, joka myös on punainen. Nämä ja osa muistakin pyörteistä on antisykloneja[6].  Ovaali BA puolestaan syntyi vuonna 2000 kolmen valkoisen syklonin yhdistyessä. GRS on kooltaan 2–3 maapallonkokoinen.

Suureen punaiseen pilkkuun 

maapallo mahtuisi pari 

kertaa. 

Kuva PD-USGOV-NASA/

Wikimedia Commons.

Jupiterin ilmakehän syklonit ovat suurimmaksi osaksi (noin 90 %) antisykloneja. Niiden kesto on sitä pidempi mitä suuremmasta syklonista on kysymys. Halkaisijaltaan noin 1000 – 6000 km olevat syklonit ovat yleensä näkyvissä useita vuosia.  Sykloneja esiintyy vain keski- ja korkeilla leveysasteilla, sillä 10° leveyspiirien välillä niitä ei ole koskaan nähty. Ilmeisesti olosuhteet ovat sellaiset, että syklonit muuttuvat epävakaiksi jos siellä sellaisia esiintyisi ja ne katoaisivat ennen kuin olisivat edes syntyneetkään.

Kuluva talvi on Jupiterin havaintomahdollisuuksien kannalta erinomainen. Planeetta on näkyvissä koko yön ja etelässä ollessaan se on korkealla taivaalla. Lisäksi opposition läheisyys tekee Jupiterista näyttävän kohteen, jonka pilvipeitteestä on mahdollisuus tehdä monia mielenkiintoisia ja yksityiskohtaisia havaintoja. Itse planeetan lisäksi Jupiterin suurimmat kuut antavat oman lisämausteensa havaitsijoille ja valokuvaajille. Esimerkiksi Jupiterin pilvipeitteessä näkyy kuiden varjoja säännöllisesti niiden kulkiessa Jupiterin ediste.

Huomautukset

[1] Jupiter vastaa koostumukseltaan Aurinkoa aurinkokunnan syntyaikoina. Vedyn ja heliumin lisäksi Jupiterin ilmakehässä on pieniä määriä metaania, ammoniakkia, rikkivetyä ja vettä. Vesipitoisuus on kuitenkin yllättävän alhainen, kun otetaan huomioon yhdisteen yleisyys aurinkokunnassa.

[2] MPa on miljoona Pascalia ja yksi Pascal on 1 N/m² . Ilmakehän ilmanpaine maanpinnalla on noin 0,1 Mpa.

[3] Jupiterin ilmakehä on ajateltu muodostuvan samalla tavalla kuin maapallonkin: alimpana on troposfääri, sen yläpuolella stratosfääri ja termosfääri ja ylimpänä eksosfääri. Sääilmiöt ja pilvisyys esiintyy troposfäärissä.

[4] Malli kehitettiin 1960-luvulla ja se perustuu aika pitkälti maapallon ilmakehän malleihin. Mallin heikkoutena on, että vaikka se pystyy selittämään Jupiterin pilvipeitteessä esiintyvien kapeiden pilvinauhojen synnyn, mutta ei juurikaan muita ilmiöitä. Näistä vakavin epäonnistuminen ekvaattoriseudun super-pyörivä (Jupiterin pyörimissuuntaan etenevä) suihkuvirtaus. Mallin mukaan virtaus pitäisi olla taaksepäin suuntautunut. Lisäksi Galileo-luotaimen tekemien havaintojen mukaan virtaukset ulottuvat paljon vesipilviä syvempiin ilmakerroksiin, kun taas malli edellyttää virtausten hiljenevän syvällä ilmakehässä.

[5] Syvämallin kehitti F. H. Busse vuonna 1976 ja se perustuu nestevirtaus (fluidi) -teoriaan. Teorian mukaan Jupiterissa tapahtuvat virtausten ajatellaan syntyneen sylinterimuotoisesti pyörivän kappaleen pyörimisakselin suuntaisesti. Sylinterien osien virtausnopeudet poikkeavat toisistaan ja niillä leveysasteilla, joissa sylinterien rajapinnat kohtaavat pilvipeitteen, esiintyvät havaitut suihkuvirtaukset. Itse sylinterit näkyvät vöinä ja vyöhykkeinä. 

Tämäkään malli ei ole täysin tarkka, ja siitä on julkaistu parannettu versio vuonna 2004. Sen mukaan kaasumaisen (molekyylisen) vedyn osuus Jupiterista olisi vain noin 10 % Jupiterin säteestä.
Näyttää ilmeiseltä, että Jupiterin sisäinen lämmöntuotanto (kokonaisteho 335 ± 26 × 10¹⁵ W) on merkittävässä asemassa ja täytyy ottaa huomioon malleja kehitettäessä.

[6] Sykloni ja antisykloni ovat laaja-alaisia tuulijärjestelmiä. Antisyklonissa keskustan ilmanpaine on suurempi kuin reunoilla ja pohjoisella pallonpuoliskolla sen pyörimissuunta on myötäpäivään ja eteläisellä pallonpuoliskolla vastapäivään. Sykloni on puolestaan matalapaineinen ja sen kiertosuunta pohjoisella pallonpuoliskolla on vastapäivään ja eteläisellä pallonpuoliskolla myötäpäivään.

[7] Ensimmäiset merkinnät pilkusta löytyvät Giovanni Domenico Cassinin (1625–1712) muistiinpanoista vuodelta 1665.