Komeetta 3I/ATLAS

KAK – Ensimmäinen tähtienvälisestä avaruudesta tullut komeetta, 3I/ATLAS, ohitti tänään Marsin suhteellisen läheltä. Etäisyyttä Marsiin oli vain noin 0,19 au (30 miljoonaa km) kello 4 UTC aikaan (kello7 Suomen aikaa). Komeetan nopeus Marsin suhteen oli noin 86 km/s. Komeetan liikerata on päinvastainen kuin Marsin liikesuunta Auringon ympäri, joten kohtaamisnopeus on melkoisen suuri.

NASAn julkaisema kuva komeetta 3I/ATLAS:sta. Kuvassa näkyy koma ja siitä lähteä pyrstö. Taustataivaan tähdet näkyvät viiruina kaukoputken seuratessa komeettaa. Kuva NASA.

Komeetta on siis retrogradisella radalla, radan inklinaatio on 135,5°. Tämä tarkoittaa sitä, että komeetan liikesuunta on Aurinkokunnan yleistä liikesuunnan suhteen vastakkainen. Tästä johtuu, että myös havaintoikkunat ovat suhteellisen lyhyitä Aurinkokuntamme komeettoihin verrattuna.

Marsin kiertoradalla ja Marsin pinnalla olevat luotaimet tekevät havaintoja komeetan ollessa Marsia lähimmillään. Luotaimia ei kuitenkaan ole suunniteltu komeettojen havaitsemiseen, joten niillä on hyvin rajalliset kyvyt tehdä merkittäviä havaintoja.

Marsin kiertoradalla olevilla ESA:n Mars Express ja ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO) ovat avainasemassa havaintojen teossa. Myös Marsin kiertoradalla oleva Mars Reconnaissance Orbiter:n on tarkoitus tehdä havaintoja komeetasta. Näillä laitteilla on mahdollista havaita komeetan komaa ja pyrstöä, jotka koostuvat pölystä ja kaasuista, sillä ne ovat näkyviä luotainten kameroissa. Lisäksi luotaimissa on spektrografeja, joilla voidaan tehdä havaintoja vedestä ja hiilidioksidista ja muista haihtuvista kaasuista. Lisäksi niiden avulla on mahdollista tehdä pitkittäishavaintoja, kuinka koman ja pyrstöjen kirkkaudet muuttuvat sinä aikana, kun komeetta on luotainten havaintolaitteiden näkyvissä.

Komeetta saavuttaa perihelin lokakuun 29. päivänä. Silloin sen etäisyys Auringosta on 1,356 au (203 456 000 km) ja komeetan nopeus on noin 68 km/s. Perihelin jälkeen komeetan rata vie sen kauemmaksi Auringosta ja lopulta komeetta poistuu Aurinkokunnasta.

Marsin jälkeen komeetta tulee Jupiterin läheisyyteen, vaikka ohitus tapahtuukin melko kaukaa. Lyhimmillään komeetan ja Jupiterin välinen etäisyys on maaliskuun 16. päivänä 2026. Silloin näiden kappaleiden välinen etäisyys toisistaan on 0,359 au.

Saturnuksen radan komeetta ylittää heinäkuussa 2026, Uranuksen toukokuussa 2027 ja Neptunuksen maaliskuussa 2028. Nämä Aurinkokuntan uloimmilla radoilla olevat planeetat ovat kaikki kaukana komeetasta sen ylittäessä niiden radat.

Komeetan rata on merkitty punaisella viivalla ja himmeällä harmaalla on merkitty ekliptikantaso ja siihen liittyvät pystysuorat viivat kertovat radan korkeuden ekliptikan suhteen. Komeetta (liike vasemmalta oikealle) on tähän asti ollut ekliptikan eteläpuolella mutta Marsin ohittamisen jälkeen se siirtyy ekliptikan pohjoispuolelle. Kuvakaappaus Van Buiten komeettasivun ratalaskurista.

Maan suhteen komeetta on kaiken aikaa melkoisen kaukana. Lyhimmillään komeetan etäisyys Maasta on joulukuun 19. (2025) päivänä, jolloin sen etäisyys on 1,797 au. Suuresta etäisyydestä johtuen, komeetan kirkkaus on vähäinen. Tänään se näkyisi parhaimmillaan noin m_v=12,7 kirkkaudella, etäisyyden ollessa noin 2,492 au. Lisäksi sen deklinaatio on pieni ( –10° 38’). Lisäksi sen havaitsemisen tällä hetkellä estää Auringon läheisyys. Seuraavan kerran komeettaa voidaan havaita Maasta marraskuusta alkaen, jolloin sen kirkkauden arvioidaan olevan suurin, noin m_v=11,5.

Joulukuussa komeetasta voisi tehdä havaintoja kohtalaisen kokoisella harrastaja kaukoputkella. Etäisyyden ollessa lyhin (19.12.2025) komeetan lasketaan olevan kirkkaudeltaan m_v=13,7. Valokuvaamalla ja pinoamalla muutaman kymmen kuvaa, sen pitäisi tulla näkyville kohtalaisen helposti. Joulukuussa komeetan deklinaatio on noin 7° ja se kasvaa hiljalleen ajan kuluessa, joten Suomesta se näkyy kohtalaisella korkeudella. Havaintoaika vain on aamuyöstä tai varhain aamulla (etelämerdiaanin ylitys on noin kello 5.20), jolloin komeetta on korkeimmillaan horisontista 35° (Tampere) korkeudella.

 

Kuinka suuri on komeetta 3I/ATLAS?

Kuten aina, uuden kohteen koko kiinnostaa niin tutkijoita kuin maallikkojakin. Komeetat ovat erityisen vaikeita kohteita, sillä ne ovat lähes aina niin pieniä kappaleita, että itse komeettaydintä on lähes mahdotonta nähdä. Pienen koon lisäksi ytimen havaittavuutta vaikeuttaa komeetan ympärille kehittyvät kaasukehä, jonka kirkkaus estää ytimen näkymisen melko tehokkaasti.

Elokuussa 2025 julkaistujen Hubble-havaintojen perusteella ytimen säde on enintään 2,8 km, jos oletetaan albedon olevan 0,04. Tämä antaa ylärajaksi halkaisijan noin 5,6 km. Samassa analyysissä alaraja saatiin noin 0,16 km:n säteelle. Tämä riippuu siitä, mitä haihtuvia aineita (vesijää, hiilimonoksidi) komeetassa on.

Parhaiden havaintojen perusteella 3I/ATLAS:n ytimen koko on todennäköisesti alle 5 – 6 km halkaisijaltaan. Arviot pienemmästä ytimestä, noin kilometrin luokkaa, ovat täysin mahdollisia. Suuret, kymmenien kilometrien kokoluokkaa olevat vaihtoehdot jäävät vähemmän todennäköisiksi, mutta niitä ei voi täysin sulkea pois ennen kuin lisähavaintoja saadaan.

 

Lähteet

·         ArXiv: Hubble observations of interstellar comet 3I/ATLAS

·         ArXiv: SPHEREx observations of 3I/ATLAS

·         Astrobiology.com: Hubble makes size estimate of interstellar comet 3I/ATLAS (2025-08-29)

·         Avi Loeb (Medium): Is the nucleus of 3I/ATLAS 15 kilometers in diameter?

·         astro.vanbuiten.nl

 

 

Webb löysi vettä ja uuden mysteerin harvinaiselta pääasteroidivyöhykkeen komeetalta

NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskooppi on mahdollistanut kauan etsityn tieteellisen läpimurron. Webbin NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) -instrumentin avulla tähtitieteilijät ovat löytäneet vesihöyryä komeetan ympärillä pääasteroidivyöhykkeellä. Havainto vahvistaa sen, että vesi alkuperäisestä Aurinkokunnasta voi säilyä jäänä kyseisellä alueella. Veden onnistuneeseen havaitsemiseen liittyy kuitenkin uusi arvoitus: toisin kuin muissa komeetoissa, komeetta 238P/Readissa ei ollut havaittavaa hiilidioksidia.

Tämä kuva komeetta 238P/Readista on otettu NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskoopin NIRCam-instrumentilla (Near-Infrared Camera) 8. syyskuuta 2022. Siinä näkyy utuinen halo, jota kutsutaan komaksi, ja pyrstö, jotka ovat tyypillisiä komeetoille, toisin kuin asteroideille. Pölyinen koma ja pyrstö ovat seurausta jään höyrystymisestä, kun Aurinko lämmittää komeettaa. Kuva ESA.

"Kostea maailmamme, joka on täynnä elämää ja joka on, sikäli kuin tiedämme, ainutlaatuinen maailmankaikkeudessa, on mysteeri – emme ole varmoja, miten kaikki tämä vesi joutui tänne", sanoi Stefanie Milam, Webbin planeettojen apulaisprojektitutkija. "Veden jakautumisen historian ymmärtäminen Aurinkokunnassa auttaa meitä ymmärtämään muita planeettajärjestelmiä ja voisivatko ne olla matkalla isännöimään Maan kaltaista planeettaa", hän lisäsi.

Read on pääasteroidivyöhykkeen kohde, jolla on ajoittain koma ja pyrstö kuten komeetoilla. Asteroidivyöhykkeen komeetat itsessään ovat melko uusi luokitus, ja komeetta Read oli yksi kolmesta alkuperäisestä komeetasta, joita käytettiin luokan perustamiseen. Ennen sitä komeettojen uskottiin olevan peräisin Kuiperin vyöhykkeestä ja Oortin pilvestä, Neptunuksen kiertoradan takaa, missä niiden jäät voi säilyä kauempana Auringosta. Jäätynyt materiaali, joka höyrystyy lähestyttäessä Aurinkoa, kehittää komeetoille niiden koman ja pyrstön, mikä erottaa ne asteroideista. Tiedemiehet ovat pitkään spekuloineet, että vesijää voisi säilyä lämpimämmällä asteroidivyöhykkeellä Jupiterin kiertoradan sisällä, mutta lopullista näyttöä oli vaikea saada – Webbiin asti.

"Olemme aiemmin nähneet päävyöhykkeellä kohteita, joilla on kaikki komeettojen ominaisuudet, mutta vain näiden Webbin tarkan spektritietojen perusteella voimme sanoa, että kyllä, vesijää on ehdottomasti se, joka luo tämän vaikutuksen", selitti tähtitieteilijä Michael Kelley. Marylandin yliopistosta, tutkimuksen johtava kirjoittaja.

"Webin Read-havainnoilla voimme nyt osoittaa, että varhaisen Aurinkokunnan vesijää voi säilyä asteroidivyöhykkeellä", Kelley sanoi.

Taiteilijan näkemys komeetta 238P/Readistä.  Pääasteroidivyöhykkeen komeetasta vesijää höyrystyy (sublimoituu), kun se kiertoradallaan lähestyy Aurinkoa. Tämä on merkittävää, sillä sublimaatio erottaa komeetat asteroideista luoden niiden erottuvan pyrstön ja utuisen halon eli koman. NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskoopin vesihöyryn havaitseminen Readistä on tärkeä vertailukohta asteroidivyöhykkeen komeettojen tutkimuksessa ja laajemmassa tutkimuksessa maan runsaan veden alkuperästä. Kuva ESA.

Hiilidioksidin puuttuminen oli suurempi yllätys. Tyypillisesti hiilidioksidi muodostaa noin 10 prosenttia komeetan haihtuvasta aineesta, joka voi helposti höyrystyä lämmön vaikutuksesta. Tiederyhmä esittää kaksi mahdollista selitystä hiilidioksidin puutteelle. Yksi mahdollisuus on, että Readissa oli hiilidioksidia muodostuessaan, mutta se on menettänyt sen lämmön vaikutuksesta.

"Pitkäaikainen asteroidivyöhykkeellä oleminen voisi tehdä sen - hiilidioksidi höyrystyy helpommin kuin vesijää ja voi sublimoitua miljardeissa vuosissa", Kelley sanoi. Vaihtoehtoisesti, hän sanoi, Read on saattanut muodostua Aurinkokunnan erityisen lämpimään taskuun, jossa hiilidioksidia ei ollut saatavilla.

Seuraava askel on laajentaa tutkimus muihin kohteisiin, jotta nähtäisiin, miten muut asteroidivyöhykkeen komeetat vertautuvat toisiinsa, sanoo tähtitieteilijä Heidi Hammel Astronomian yliopistojen liitosta (AURA). "Nämä kohteet asteroidivyöhykkeellä ovat pieniä ja himmeitä, ja Webbin avulla voimme vihdoin nähdä, mitä niillä tapahtuu, ja tehdä johtopäätöksiä. Puuttuuko myös muilta asteroidivyöhykkeen komeetoista hiilidioksidia? Joka tapauksessa se on jännittävää saada selville”, Hammel sanoi.

Stefanie Milam kuvittelee mahdollisuuksia tuoda tutkimus vielä lähemmäs kotia. "Nyt kun Webb on vahvistanut, että vettä on säilynyt yhtä lähellä kuin asteroidivyöhyke, olisi mielenkiintoista seurata tätä löytöä näytteenottotehtävällä ja oppia, mitä muuta päävyöhykkeen komeetat voivat kertoa meille."

Tutkimus on julkaistu Nature -lehdessä (maksumuuri).

Komeetta 2I/Borisov havaittiin lähes vuotta ennen löytöään

Tähtivälisestä avaruudesta Aurinkokuntaamme saapunut komeetta 2I/Borisov oli valokuvattu yli 200 kertaa ennen varsinaista löytämistään. Tällaiseen tulokseen ovat tulleet Marylandin yliopiston tutkijat Quanzhi Yen’in johtama tutkimusryhmä.

Ennen löytöä otetuja valokuvia komeetta 2/ Borisovista. Kuva arxiv.org

Tutkimuksessa^[1] ryhmä kokosi Catalina Sky, Pan-STARRS ja Zwicky Transient Facility -laitteistojen kokoamia valokuvia niiltä alueilta, joilla komeetta olisi ollut ennen elokuussa 2019 tehtyä löytämistään. Valokuvia löytyi kaikkiaan 202, joissa komeetta on näkyvissä. Komeetan suurin etäisyys oli varhaisimmassa kuvassa jouluun 13. päivältä 2018 kahdeksan astronomisen yksikön etäisyydellä. Sitä varhaisemmista kuvista komeettaa ei löytynyt.

Valokuvien perusteella tutkijat pystyivät laskemaan mm. komeettaytimen koon. Ytimen säde on enintään 7 km se vapauttaa kaasuja avaruuteen 0,5 –10 km² alueelta. Lisäksi sen koma näyttää syntynee 5 – 7 au etäisyydellä. Aurinkokunnassa olevien komeettojen koma alkaa kehittyä hieman lähempänä Aurinkoa, vain 3 – 5 au etäisyydellä. Ero kertoo siitä, että 2I/Borisov sisältää aurinkokunnan komeettoja enemmän haihtuvia kaasuja kuten hiilidioksidia ja hiilimonoksidia. Ero ei kuitenkaan ole suuren suuri, joten sitä voidaan pitää samankaltaisena kuin Oortin pilvestä ensikertaa Aurinkokunnan sisäosiin tulevat komeetat ovat.

Komeetta 2I/Borisov saavuttaa perihelin (n. 2 au etäisyydellä Auringosta) joulukuun 8. päivänä tänä vuonna. Siihen asti se lähestyy ja Auringon lämpösäteily lisääntyy sillä seurauksella, että komeetasta sublimoituu entistä enemmän niin vesihöyryä kuin muitakin helposti haihtuvia kaasuja. Tästä puolestaan seuraa, että komeetan kirkkaus kasvaa jonkin verran. Rakenteellisesti komeetta pidetään hieman heikompana kuin Aurinkokuntamme komeettoja, joten voi olla, että 2I tarjoaa vielä mielenkiintoista nähtävää.

Huomautukset

[1] Tutkimus on julkaistu https://arxiv.org/abs/1911.05902 (https://arxiv.org/pdf/1911.05902.pdf)

Ensimmäiset tutkimustulokset Rosetasta julkaistu!

Komeetan P67 P :n alueet on nimetty egyptiläisten jumalien
mukaan. Alueiden nimet ja niiden merkitys on selostettu
tekstissä. Kuva ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Rosetta-luotaimen tekemät mittaukset ja kartoitukset komeetta 67P / Churyumov-Gerasimenkosta (67P) on nyt tutkittu ja julkaistu. Tieteellisten julkaisujen määrä kasvaa lähikuukausina merkittävästi, mutta jo nyt julkaistut tulokset ovat merkittävästi yksityiskohtaisempia kuin mitä milloinkaan komeetoista on voitu julkaista.

ESAn Rosetta-luotain saavutti komeetta 67P viime elokuussa ja asettui sitä kiertävälle radalle. Rosetan mukana oli laskeutumisluotain Philae, joka onnistui laskeutumaan komeetalle marraskuun 12. päivänä, mutta onnettomuudekseen kiinnitysjärjestelmät epäonnistuivat kiinnittäessään luotainta komeetan pintaan, joka sinkoutui johonkin varjoisaan koloon. Tämän lisäksi luotain joutui noin 30° kaltevaan asentoon ja sen seurauksena MUPUS (Multipurpose Sensors for Surface AND Subsurface Science) koetin ei onnistunut tunkeutumaan pintaa syvemmälle ja mitä ilmeisimmin myös rikkoontui. Pinta oli odotettua kovempaa jäätä.

Hiilidioksidin ja veden suhde komeetta 67 P:n eri alueilla.
Kuva ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

Kolossaan Philae sai vain 1,5 h auringonvaloa aurinkokennoilleen komeetan 12,4 h pyörähdysajan aikana. Tämän seurauksena akut tyhjenivät muutaman kymmenen tunnin toiminnan jälkeen ja radioyhteys laskeutujaan katkesi 54 tunnin kuluttua laskeutumisesta. Laskeutujan kaikki kymmenen mittalaitetta ehtivät kuitenkin lähettää joitakin tietoja.  ESAn insinöörit uskovat Philaen selviävän äärimmäisestä kylmyydestä ja palaavan toimintakuntoon lähempänä komeetan periheliä ensi elokuussa, kun auringonvaloa on enemmän saatavilla.

Rosetta on jatkanut komeettaytimen havainnointia ja kartoitusta. Tutkijat ovat nimenneet ytimessä esiintyviä ja hieman erityyppisiä alueita muinaisten egyptiläisten jumalien mukaan. Alueita on kaikkiaan 19 erilaista, jotka jakaantuvat viiteen perustyyppiin; alueet ovat pölyisiä^[1], hauraasta materiaalista koostuvia alueita joissa on kuoppia ja pyöreitä alueita^[2], laajoja painumia^[3], laakeita alueita^[4] ja paljastuneita kovapintaisia alueita^[5]. ESA on julkaissut kartan johon nämä erityyppiset alueet on merkitty.

Komeetan haiduttamien kaasujen määrä ja pölyn erottuminen on
merkittävästi lisääntynyt viime kuukausina.
Kuva ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

Aikaisemmat komeettahavainnot ovat tuoneet meille näkemyksen, että komeetan ilmakehä^[6], koma, on hyvin homogeeninen sisältäen tasaisesti vesihöyryä ja muita haihtuvia kaasuja (CO ja CO2 yms.). 67P:n kodalla tämä ei näyttä näin ole, sillä näiden kaasujen keskinäiset määräsuhteet vaihtelevat komeetan pyöriessä ja Rosettan kiertäessä radallaan ydintä. Kaasujen määräsuhteiden vaihtelu oli havaittavissa jo 200 km etäisyydeltä komeetasta jo ennen kuin luotain oli edes asettunut ydintä kiertävälle radalle.

Mielenkiintoinen havainto on myös se, kuinka komeetta kehittää itselleen magneettikentän.  Komeetan lähestyessä Aurinkoa, sen ytimestä haihtuva vesihöyry ionisoituu ultraviolettivalon vaikutuksesta. Vasta syntyneet ionit kiihdyttävät vauhtiaan aurinkotuulen hiukkasten toimiessa kiihdyttimenä. 

Aurinkoa lähestyessää komeettaan kohdistuva aina vain voimakkaampi lämpö nostaa koman tiheyttä ja ionisaatioastetta, jolloin jossakin vaiheessa ilmakehästä tulee sähköä johtava. Tällöin syntyy koko komeetan kattava magneettikenttä, joka luonnollisesti pyrkii pitämään yllä omaa muotoaan. Sen vuorovaikuttaessa aurinkotuulen kanssa syntyy sokkiaalto, joka ohjaa merkittävän osan aurinkotuulen hiukkasista komeetan sivuitse ja hidastaa magneettikenttään päätyvien hiukkasten nopeutta. Näin komeetan magneettikenttä suojaa sen ilmakehää aurinkotuulen rapauttavalta vaikutukselta.

Komeetta 67P / Churyumov-Gerasimenko koostuu kahdesta suuremmasta lohkosta ja niiden välisestä kannaksesta. Pienempi lohko on kooltaan 2,6×2,3×1,8 km ja suurempi lohko 4,1×3,3×1,8 km. Komeetan kokonaistilavuus on 21,4 km³ ja sen kokonaismassa on noin 10 miljardia tonnia. Näin ollen keskitiheys on 470 kg/m³, mikä on tavattoman vähän koska jäästä ja pölystä koostuvan kappaleen keskitiheys pitäisi olla luokkaa 1500–2000 kg/m³. Ainoa oikea päätelmä tästä on se, että komeettaytimen täytyy olla erittäin huokoinen (70–80 %), sen pinnanalaisessa rakenteessa täytyy olla onkaloita jotka ovat jääneet keskenään heikosti toisiinsa liittyneiden kappaleiden väliin.

Huomautukset

[1] Ma’at, Ash ja Babi

[2] Seth

[3] Hatmehit, Nut ja Aten

[4] Hapi, Imhotep ja Anubis

[5] Maftet, Bastet, Serqet, Hathor, Anuket, Khepry, Aker, Atum ja  Apis

[6] Monissa suomenkielisissä teksteissä käytetään myös nimitystä kaasukehä. Aivan tarkkaan ottaen ilmakehän ja kaasukehän välillä on ero, sillä ilmakehä koostuu suurelta osaltaan neutraaleista atomeista ja molekyyleistä, kun taas kaasukehän merkittävin osa on ionisoituneet atomit ja mahdollisesti molekyylit. Sillä, että onko ilmakehässä happea tai ei, ei ole merkitystä! Näin ollen planeetoilla ja kuilla on yleensä ilmakehä ja tähdillä kaasukehä (jos ilmaisua välttämättä halautaan tai tarvitsee käyttää).

Englanninkielisissä teksteissä näiden kahden olotilan välistä eroa ei yleensä tehdä (vaan se selviää asiayhteydestä) ja silloin siellä käytetään sanaa ”atmosphere”.

Tutkijat valmistautuvat komeetan Marsin ohitukseen

Havainnekuva komeetan tekemästä Marsin ohituksesta.
Kuva Nasa.

Lokakuun 19. päivän iltana (Suomen aikaa) komeetta C 2013 A1 (Siging Spring) ohittaa Marsin vain 139 500 km etäisyydeltä. Ohitusetäisyys vastaa suunnilleen kolmasosaa Maan ja Kuun välisestä keskietäisyydestä. Marsin ja komeettaytimen välinen etäisyys on lyhin kello 21.27 Suomen aikaa ja kohtaamisnopeus on 56 km/s.

Komeetan C 2013 A1 löysi Rob McNaugth tammikuun 3. päivänä 2013 Sidin Spring’in observatoriossa Australiassa. Arkistoista löytyneiden lokakuun 4. 2012 otettujen ja uudempien havaintojen avulla komeetan rata pystyttiin nopeasti määrittämään, jolloin kävi ilmi, että se tulee ohittamaan Marsin hyvin läheltä lokakuussa 2014. Alkuun pidettiin mahdollisena, että komeetta olisi voinut jopa törmätä Marsiin, tosin tämä vaihtoehto saatiin suljettua pois suhteellisen nopeasti.

Komeetta on aikaisemmin tuntematon ja se on ensimmäistä kertaa aurinkokuntamme sisäosassa. Tästä syystä tutkijat ovat hyvin kiinnostuneita komeetan rakenteesta ja sen sisältämistä kaasuista. Lähiohitus Marsin kanssa tarjoaa myös mahdollisuuden tehdä havaintoja hyvin läheltä itse komeettaa, sillä Marsin kiertoradalla on viisi ja pinnalla kaksi havaintoihin kykenevää tutkimusluotainta.

Kaksi uusinta luotainta ovat Nasan Maven ja Intian Mars-luotain. Jo vuosia Marsin kiertoradalla olleet luotaimet ovat Mars Odyssey Orbiter ja Mars Reconnaissance Orbiter. Euroopan avaruusjärjestön Mars Express on myös edelleen toimintakuntoinen. Marsin pinnalla havaintoja tekevät marskulkijat Opportunity ja Curiosity. Opportunityn mahdollisuudet havaintoihin ovat hieman rajoittuneet lähinnä käytettävissä olevan sähköenergian riittävyydestä johtuen. Sehän saa käyttöenergiansa sähköä tuottavista aurinkopaneeleista ja niiden pölyisyydestä riippuu kuinka paljon sähköä luotaimella on akuissaan yöaikaan.

Kuva Nasa.

Vaikka itse komeettaydin ei törmääkään Marsiin, niin sitä ympäröivä koma ja ennen kaikkea pöly- ja kaasupyrstöt tulevat kohtaamaan Marsin harvan ilmakehän.  Vaikka Marsin ilmakehän on hyvin ohut, niin jos siihen syöksyy suurehkoja kappaleita, ne aiheuttavat meteori-ilmiöitä. Tutkijoita kuitenkin kiinnostaa enemmän mitä hienojakoinen pöly saa aikaan Marsin ilmakehälle, vai saako aikaan mitään havaittavaa. Erityisesti Nasan Maven-luotaimen mittauksista ovat ratkaisevassa asemassa..

Pölypyrstössä olevat kappaleet ovat merkittävä uhka Marsin kiertoradoilla oleville luotaimille. Niinpä niiden rataa on muutettu siten, että ne ovat suojassa pahimman pölymyrskyn aikana. Suurin vaurioitumisriski alkaa noin 90 minuuttia lähimmän ohituksen jälkeen ja vaaraa riittää parinkymmenen minuutin ajan. Törmäysriski on kuitenkin hyvin minimaalinen, sillä luotaimet ovat suurimman riskin aikana aivan pölypyrstön reunan tuntumassa, jossa uhkaavia kappaleita on vain vähän.

Komeetan ja Marsin välistä kohtaamista ei havainnoida yksistään Mars-luotaimilla, vaan myös maapallolla ja etenkin Maan kiertoradalla olevat observatoriot (8 kpl) Hubblesta alkaen ovat varattu havaitsemaan Marsissa tapahtuvia ilmiöitä. Sen lisäksi tietysti maanpinnalla olevat observatoriot tekevät havaintoja.

Marsin näkyminen Suomessa

Kaavio komeetan radasta ohityúksen
aikana. Kuva NAsa.

Komeetan ohituksen aikaan Mars ja komeetta C/2013 A1 eivät ole näkyvissä Suomen horisontin yläpuolella. Tampereella Mars laskee horisonttiin kello 19.25. Komeetta lähestyy Marsia eteläiseltä tähtitaivaalta, joten sitäkään ei pystyä ennen ohitusta havaitsemaan. Ohituksen jälkeenkin komeetan havaitseminen voi olla todella vaikeaa tai uskaltaisinpa väittää se olevan mahdotonta, sillä komeetta ei ole mitenkään erityisen kirkas. Ohituksen aikaan sen kirkkaus on parhaimmillaankin vain 8^m ja ohituksen jälkeen se himmenee. Iltataivas on kuitenkin hyvin vaalea, joten läheltä horisonttia näin himmeitä kohteita ei pysty näkemään. Ohituksen jälkeen komeetan elongaatio pienenee ja konjunktiossa se on 17.12., jolloin kulmaetäisyys Aurinkoon on vain noin 11 astetta.

Kiveä vai jäätä?

Geminidejä Pendleton (Oregon) yllä.
Kuva Thomas W. Earle

Joka vuosi joulukuun puolivälissä (13–14.12.) nähdään nopeita ja kirkkaita meteoreja, jotka näyttävät saapuvan ilmakehään Kaksosten tähdistön alueelta. Meteorit tunnetaan geminideinä ja monet meteoriharrastajat pitävät parvea vuoden kauneimpana. Yhden tunnin aikana voidaan nähdä toistakymmentä hienoa meteoria, jotka piirtävät pitkän vanan taivaalle.

Kuten tunnettua, meteoriparvet ovat saaneet alkunsa jonkin komeetan jälkeensä jättämästä pölyvanasta. Toisin on ollut geminidien laita, sillä Nasan avaruuteen sijoittama IRAS-obserbatorion vuonna 1983 ottamista kuvista löytyi asteroidi, joka sain tunnuksekseen 3200 Phaethon. Sen rata muistutti geminidien laskettua rataa ja yhteen kierrokseen Auringon ympäri kului 1,4 vuotta. Asteroidilla ei kuitenkaan havaittu olevan pyrstöä, joten arvoitus vain syveni.

Kalifornian yliopistossa työskentelevän professori Dave Jewitt’in johtama tutkijaryhmä havaitsi Nasan Stereo luotaimen vuonna 2010 ottamista kuvista oudon ilmiön – asteroidin kirkkaus kasvoi yhtäkkiä kaksinkertaiseksi kun se lähestyi Aurinkoa. Ainoa selitys asialle oli, että asteroidin on täytynyt kehittää ympärilleen komeettamainen koma[1].

Stero-observatorion ottama kuva
asteroidi 3200 Phaewthon'ista.
Kuvasta on helppo havaita, että
asteroidilla on pieni koma ja pyrstö.
Kuva Jewitt, Li, Agarwal /
NASA/STEREO.

Jewittin täytyi keksiä kappaleelle uusi määritelmä ja niinpä hän ryhtyi kutsumaan asteroidia kivikomeetaksi (A rock comet).  Kappale on varmasti asteroidi[2], mutta sillä esiintyy komeettamaisia piirteitä joissakin ratansa osassa.

Kuinka pieni (Ø ~5 km) kivinen asteroidi voisi kehittää koman ja pienen pyrstön, sekä aiheuttaa meteoriparven? Tässäpä kysymyksiä joihin ei ollut kovin helppo vastata. Jewittin tutkimusryhmä julkaisi viime syyskuussa[4] tutkimustuloksensa, jonka mukaan pöly on todellakin peräisin 3200 Phaethon asteroidista.

Teorian mukaan asteroidin pintalämpötila kohoaa radan perihelin läheisyydessä[3] jopa 700 °C lämpötilaan. Tämä merkitsee sitä, että lyhytkestoisella radalla olevan kappaleen pinnalla ei voi esiintyä vesijäätä. Ainoa ajateltavissa oleva koman ja pyrstön muodostamiseen on kiviperäinen pöly.

Pöly muodostuu asteroidin pinnalle lämpörapautumisen seurauksena. Perihelin läheisyydessä asteroidin pinta kuumenee ja laajenee merkittävästi ja vastaavasti radan kaukaisemmassa puoliskossa aphelin läheisyydessä pintamateriaali kylmenee ja supistuu voimakkaasti. Mikään kivi ei tätä kestä vaan murenee hienojakoiseksi pölyksi[5]. Joukkoon mahtuu jonkin verran hiekanjyvän kokoisia isompiakin kappaleita. Irronnut aine on riittävän pientä, jotta Auringon säteilypaine ja aurinkotuuli puhaltaa sen asteroidin pinnalta avaruuteen komaksi ja pyrstöksi.

Huomautukset

[1] Koma on yleensä komeetan jäisen ytimen ympärille kehittyvä ”ilmakehä”, joka koostuu ytimestä haihtuneesta vesihöyrystä ja vapautuneesta pölystä kun komeetta lähestyy ratansa periheliä. Komeetoilla ensimmäiset merkit kehittyvästä komasta nähdään siinä vaiheessa, kun komeetta on lähestymässä aurinkokunnan sisäosia suunnilleen Jupiterin radan (~5 au) etäisyydellä Auringosta. Joskun koma kehittyy jopa hieman kauempana Jupiterin ja Saturnuksen radan välisellä alueella.

[2] Asteroidien ja komeettojen ero on paitsi rakenteessa, niin myös radoissa. Asteroidit koostuvat suurimmaksi osaksi kivestä, mutta usein niissä on havaittu olevan jonkin verran vesi- ja muiden normaalisti kaasumaisten aineiden jäitä. Komeetat puolestaan ovat suurimmaksi osaksi vesijäätä ja vain vähäisessä määrin pölyä.

Asteroidien alkuperä on Marsin ja Jupiterin ratojen välisessä avaruudessa (2–3.5 au Auringosta), jota kutsutaan pääasteroidivyöhykkeeksi. Komeetat puolestaan kiertävät Aurinkoa vähintään Neptunuksen radan ulkopuolella (> 30 au), vaikkakin useimmat ovat peräisi vielä kauempaa Oortin pilvestä (~100 000 au).

[3] Asteroidin perihelietäisyys on suunnilleen 0,14 au eli noin 21 000 000 km Auringosta.

[4] 10.9.2013 Lonttoossa pidetyssä European Planetary Science Congress (EPSC) 2013:sta.

[5] Samasta syystä saunan kiukaassa kivet murenevat pieniksi murusiksi ja kivet täytyy vaihtaa säännöllisin väliajoin.

Komeetta ISON hajoamassa?

Nuoli komeetta ISONin komassa osoittaa
havaittua siipirakennetta.  

Kuva Wendelstein Observatory / MPS.

Max Planck-instituutin ja Ludwig Maximilian yliopiston (München) tutkijat epäilevät komeetta ISON on hajoamassa, sillä sen komassa on havaittu pari siipeä muistuttavaa rakennetta. Siivet eivät kuitenkaan ole nähtävissä visuaalisesti, mutta tulevat esiin kuvankäsittelyn keinoin.

Tutkijoiden mukaan siipirakenteet ovat tyypillisiä komeetoille joiden ytimistä irtoilee isohkoja kappaleita. Toistaiseksi ISONista otetuissa kuvissa ei kuitenkaan ole selvästi irtoamassa olevaa kappaletta havaittu^[1]. Komeetta on kirkastunut jonkin verran viime viikkoina, joten se saisi selityksensä komeetasta irronneesta kappaleesta.

Komeetta on ollut tähän asti pienoinen pettymys, sillä sen kirkkaus ei ennen hyppäyksenomaista kirkastumistaan ollut kehittynyt toiveiden mukaisesti. Tämän sinällään ei ole yllätys, sillä jokainen komeetta käyttäytyy omanlaisensa tavoin. Ennusteet kirkkauden kehityksestä perustuvat lähinnä tilastollisiin keskiarvoihin.

Nyt kun epäilyt komeetan riipiytymisestä ovat saaneet vahvistusta, onkin syytä jännittää kuinka käy tulevaisuudessa. Näin aikaisessa vaiheessa (noin 2 viikkoa) ennen periheliä tapahtunut kappaleen lohkeaminen yleensä ennakoi runsaampaa pirstoutumista lähempänä periheliä, jonka komeetta saavuttaa 28. marraskuuta. Tämä ei oikein tiedä hyvää intomielisille komeettabongareille, jotka tietysti toivovat mahdollisimman kirkasta komeettaa. Pirstoutunut komeetta ei saavuta kirkkaudeltaan sellaisia huippuarvoja kuin yhtenä kappaleena säilyvä komeetta voi saavuttaa.

Huomautukset

[1] Komeettojen jäiset ytimet ovat kooltaan muutamia kilometrejä. Näin ollen ne ovat liian pieniä näkyäkseen yksittäisessä kuvassa, jotka joudutaan ottamaan satojen miljoonien kilometrien etäisyydeltä. Kappaleen irtoaminen voidaan aluksi päätellä sen aiheuttamien komassa tapahtuvien muutosten perusteella. Vasta jos ja kun kappale etääntyy emokappaleesta riittävän etäälle ja siitä muodostuu erillinen komeetta, sen olemassa olo voidaan vahvistaa.

Komeetta ISON on kirkastumassa

Nasa kuvasi avaruuskaukoputki Hubblella ISON-komeetan.
Kuva Nasa.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Huomatukset

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

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

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

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