Havaintovinkki: Mars on oppositiossa

Marsin oppositio aika on jälleen käsillä. Tämä tarkoittaa sitä, että Mars näkyy vastakkaisella puolella tähtitaivasta kuin Aurinko. Jos planeetta sattuu oppositionsa aina olemaan riittävän korkealla pohjoisella tähtitaivaalla, se näkyy koko yön. Tänä vuonna Mars nousee Tampereella oppositiota edeltävänä päivänä (7.12.2022) kello 14.12.26 ja on etelässä oppositiopäivänä (8.12.2022) kello 0.17.16 ja laskee kello 10.22.04.

Mars. Kuva NASA/Wikimedia Commons

Tällä kertaa Marsin oppositioon liittyy erityispiirre, joka ei ole aivan jokavuotista herkkua. Kuu peittää Marsin juuri samana aamuna. Ensimmäinen kontakti Tampereella tapahtuu kello 6.52.54, toinen kontakti kello 6.53.33, jolloin Mars on kokonaan Kuun takana. Esilletulo tapahtuu siten, että kolmas kontakti tapahtuu kello 7.36.40 ja neljäs kontakti kello 7.37.17, jolloin Mars on jälleen täysin näkyvissä. Täysikuu on saman aamuna kello 6.09.20, mutta Marsin kirkkaus (–1,9^m) on riittävä näkyäkseen kirkkaan Kuun vieressä.

Marsin peittyminen esille tuleminen tapahtuu 8.12.2022 aamulla. Samana päivän on myös Marsin oppositio. Piirros © Kari A. Kuure.

Marsin oppositiot toistuvat keskimäärin 26 kuukauden välein. Marsin rata on kalteva Maan rataan verrattuna, josta seuraa se, että planeetta näkyy eri oppositioiden aikaan erilaisilla korkeuksilla etelässä ollessaan. Tänä vuonna Mars on korkealla pohjoisella taivaalla ja näky meille noin 53° korkeudella puolenyön aikaa. Vielä seuraavankin opposition aikana Mars on hyvin näkyvissä mutta sitten alkaa korkeuden pudotus. Toukokuussa 2031 tapahtuva oppositio näkyy planeetan ollessa korkeintaan 13 asteen korkeudella. Kesäkuussa 2033 tapahtuva oppositio ei käytännössä näy lainkaan sillä Mars on vain noin 1 asteen korkeudella Tampereen etelähorisontin yläpuolella. Seuraavan kerran Mars näkyy yhtä korkealla kuin tänä vuonna vasta vuonna 2040, vaikkakin jo edellinenkin oppositio marraskuussa 2037 on hyvä havaintovuosi Marsin ollessa parhaimmillaan 48,75 asteen korkeudella.

Marsin opposition aikainen etäisyys maapallosta vaihtelee voimakkaasti. Lyhimmillään etäisyys on ns. periheliopposition aikana. Perihelioppositioiksi kutsutaan niitä oppositioita, jotka tapahtuvat Marsin ollessa radallaan lähimpänä Aurinkoa. Maapallo on lähellä tätä Marsin radan pistettä elokuussa ja ne oppositiot, jotka tapahtuva heinä–syyskuussa ovat näitä perihelioppositioita. Viimeksi näin tapahtui heinäkuun 28. päivänä 2018. Silloin Maan ja Marsin välinen etäisyys oli vain 57,8 milj. km. Vastaavasti apheliopposition aikaan Marsin etäisyys on suurin, seuraava tällainen oppositio on 19.2.2027 ja silloin planeettojen välinen etäisyys on 101,4 milj. km. Etäisyys on siis lähes kaksinkertainen lähimpään opposition verrattuna. Valitettavasti periheliopposition aikana Marsin suurin korkeus horisontista jää suhteellisen matalaksi.

Marsin ja Maan etäisyys eri oppositioiden aikana vuodesta 2016 alkaen ja päättyen  vuoteen 2040. Kuva © Kari A. Kuure

Marsin näennäinen koko ja kirkkaus ovat myös riippuvia planeettojen välisestä etäisyydestä. Silloin kun etäisyys on lyhin, Mars näkyy kaikkein suurimpana, noin 24 kaarisekunnin kokoisena. Kun etäisyys on suurin, silloin Mars näkyy kaikkein pienimpänä, noin 13 kaarisekunnin kokoisena. Kirkkaus on suurin etäisyyden ollessa lyhyin ja himmein kun etäisyys on suurin. Kirkkauteen tosin vaikuttaa voimakkaasti myös Marsin etäisyys Auringosta mutta vaikutus on samansuuntainen: etäisyyden kasvu himmentää planeettaa.

Marsin oppositio on harvoin tapahtuva ja siinä on kaiken lisäksi monia muuttuvia tekijöitä, niinpä Marsia pitäisikin havaita heti kun sää sen mahdollistaa. Seuraava tilaisuutta voi joutua odottelemaan vuosikausia. Havaintovälineiksi kelpaavat kaikki mahdolliset laitteet: kiikarit, kaukoputket, kamerat teleobjektiiveineen.

Jos käytettävissä on seurantajalusta, niin silloin pitäisi harkita ilman muuta myös Marsin valokuvaamista joko kameran optiikkaa tai kaukoputkea käyttäen. Valokuvatessa täytyy varoa ylivalottamista, sillä kameran automaattinen valotuksen säätö tekee sen varmasti. Kameran säädöt pitäisikin tehdä manuaalisesti, eli säätää kameran herkkyys, aukkoa ja valotusaikaa käsin. Yksityiskohtaisia arvoja on mahdoton kertoa, sillä ne kaikki riippuvat käytettävissä olevista laitteista. Tekemällä koevalotuksia, nämäkin asiat selkenevät.

Visuaalisesti Mars on hieno kohde. Jos käytettävissä on kaukoputki, niin silloin Marsin pinnalta hyvällä havaintokelillä voi nähdä runsaasti yksityiskohtia. Yksi helpoimmin nähtävistä pinnanmuodoista on Syrtis Major, hyvin tumma alue lähes keskellä Marsia, jos se sattuu olemaan Maahan päin havaintoaikaan. Marsin pyörähdysaika on noin 24 h 40 minuuttia, joten seuraavanakin iltana suunnilleen sama alue on näkyvissä. Oppositioyönä heti puolenyön jälkeen Mars on asennossa, jossa sen suurin tulivuori Olympos Mons on näkyvissä. Sen lähellä on (etelään ja kaakkoon) on kolme muutakin suurta tulivuorta. Marsin alareunassa on näkyvissä myös tummahko alue. Se ei kuitenkaan ole jo mainittu Syrtis Major, joka on vasta aamupäivällä Suomen aikaa näkyvissä.

Marsin oppositio 2020

Lähestymme Marsin oppositiota, joka on näkyvyydeltään parhain ainakin seuraavaan 15 vuoteen ja joka on parempi kuin elokuussa 2018 nähty oppositio. Näin ollen tähtiharrastajien mielenkiinto pitäisikin kohdistua juuri Marsiin, sillä tämän syyskauden jälkeen joudumme odottelemaan pitkään vähintään yhtä hyvää oppositiota.

Marsin oppositiot toistuvat keskimäärin 26 kuukauden välein. Koska Marsin rata on yllättävä soikea, opposition aikainen etäisyys Maan ja Marsin välillä vaihtelee kertoimella 2. Tästä syystä jotkut oppositiot ovat parempia kuin toiset, sillä mitä lähempänä Mars on sitä paremmin ja tarkempia havaintoja pystymme siitä tekemään.

Marsin oppositiot vuosina 2003 – 2029. Kuva © Kari A. Kuure.

Tätä kirjoittaessani, parhain havaintohetki on jo takana päin, sillä Maan ja Marsin välinen etäisyys oli lyhyimmillään 6.10.2020 kello 17.17. Etäisyyttä oli silloin 62,07 miljoonaa km ja Mars näkyi 22,6 kaarisekunnin kokoisena. Kirkkauttakin oli riittävästi -2,6^m.

Tulevan opposition aikaa nämä samat luvut ovat: etäisyys 62,89 miljoonaa km, näennäinen koko 22,3 kaarisekuntia ja kirkkaus -2,6^m. Erot näiden kahden tapahtuman välillä ei ole suuren suuri, joten havaintoja tulisikin tehdä jokaisena selkeänä yönä.

 

Oppositio, mikä se on?

Opposition nimestä jo voi päätellä sen, että sillä on jotain tekemistä vastapuolen tai vastakkaisen asian kanssa. Tässä tapauksessa kyse on jonkin kohteen sijaintia taivaalla siten, että se on vastakkaisella puolella taivasta kuin Aurinko.

Marsin tai minkä tahansa ulkoplaneetan oppositio tarkoittaa siis sitä, että linja Auringosta Maan kautta kohdeplaneettaan on suora. Yleensä näin tapahtuu, kun samalle suoralle asettuvat näiden kolmen kappaleen keskipisteet. Usein kuitenkin planeetta on ekliptikan (Maan ratataso Auringon ympäri) pohjois- tai eteläpuolella.

Tilanne kuitenkin muuttuu jonkin verran, kun tarkastellaan tilannetta havaintojen kannalta. Maapallo on kolmiulotteinen kappale ja yksikään havaitsija ei ole perustanut observatoriotaan maapallon keksipisteeseen. Tällöin kuvaan mukaan tulee ilmiö nimeltään parallaksi. Se saattaa tuntua tutulta muista yhteyksistä tähtitieteessä.

Tässä tapauksessa se ilme siten, että maapallolta erikohdista samanaikaisesti havaittuna esimerkiksi Marsin paikka näyttääkin poikkeavan toisistaan, kun planeetalle määritetään koordinaatit missä se juuri sillä hetkellä sijaitsee. Tällä kertaa Marsin maksimiparallaksi on peräti 21 kaarisekuntia, muissa oppositioissa se poikkeaa hieman tässä riippuen planeetan etäisyydestä.

Jos opposition ajankohta on ilmoitettu esimerkiksi maapallon suhteen (käytännössä siis maapallon keskipisteen suhteen) se ei tarkoita havaitsijakohtaista, toposentristä oppositiota, joka poikkeaa ilmoitetusta jonkin verran. Onko poikkeamalla sitten mitään käytännön merkitystä harrastajille, onkin sitten jo aivan toinen kysymys. Ammattilaiset joutuvat ottamaan sen huomioon kuvauksiaan suunnitellessa.

Marsin parallaksi. Kuva © Kari A. Kuure.

 Oppositio, milloin se on?

Opposition ajankohdaksi on ilmoitettu 14.10.2020 kello 02.20 Suomena aikaa. Kun laskee opposition ajankohtaa erilaisilla tähtikartta- ja planetaario-ohjelmilla, saa tulokseksi hieman toisistaan poikkeavia tuloksia, riippuen siitä millaista tarkkuutta ohjelmat käyttävät.

Tein vertailuja muutaman ohjelman kesken ja tulokset olivat hämmästyttäviä sen vuoksi, että ne kaikki antoivat aivan eri tuloksen. Vertailussa mukana olivat: RedShift 8, Starry Nigth 8 Entusiast, Occult v. 4.10.1, Mobile Observatory Pro (Android), Mobile Observatory (Android),  SkySafari 6 Pro (Android) ja SkySafari 6 Plus. Tulokset alla olevassa taulukossa.

Ohjelma	Opposition ajankohta	Toposentrinen oppositio
RedShift 8	13.10.2020 kello 19.19	15.10.2020 kello 00.08
Starry Night 8 Entusiast	13.10.2020 kello 23.00	15.10.2020 kello 00.01.40
Occult v. 4.10.1	14.10.2020 kello 02	-
Mobile Observatory Pro	15.10.2020 kello 00.11	15.10.2020 kello 00.02
Mobile Observatory	15.10.2020 kello 00.16.48	15.10.2020 kello 00.02
SkySafari 6 Pro	14.10.2020 kello 05.07.57	15.10.2020 kello 00.10.00
SkySafari 6 Plus	14.10.2020 kello 04.55.28	14.10.2020 kello 23.55.20

 

Kuten nähdään, laskennallinen opposition ajankohta vaihtelee hyvin laajasti. Ilmeisesti se selittyy ohjelmien algoritmeilla, toiset laskevat tarkemmin kuin toiset. Toposentrisen opposition laskemiseen käytin kunkin ohjelman ilmoittamaan rektaskensiota. Ne on yleensä ilmoitettu vähintään 0,1 kaarisekunnin tarkkuudella, joku ohjelma jopa 0,01 kaarisekunnin tarkkuudella. Näin ollen toposentrinen oppositio tapahtuu silloin kun Auringon ja Marsin rektaskensioiden ero on tasan 12 tuntia. Retaskensiot molemmille kohteille kuitenkin muuttuvat sen verran hitaasti, että opposition ajankohdaksi riittää hyvin minuutin tarkkuus.

Käyttämistäni ohjelmista Occult näyttää laskevan tarkimmin ilmoitettuun opposition ajankohtaan verrattuna. Tämä voi olla pelkästään sattumaa, sillä ohjelma ilmoittaa ajankohdan vain tunnin tarkkuudella, eli sen ilmoittama ajankohta kello 02 voikin tarkoittaa laskelman tuloksena väliä 01.30.01 – 02.29.59. Mobile Observatoryn molemmat versiot laskevat tarkimmin toposentrisen opposition ajankohdat. Eroa on vain muutama minuutti. Kaikki muut, paitsi Occult, myös yrittävät sitä, mutta tulos näyttää jäävän aika tavalla epätarkaksi. Ilmeisesti algoritmeja on lyhennetty aivan liikaa, jotta lopputulos olisi edes jossain määrin tarkka.

 

Marsin havaitseminen

Jos Marsia ei ole ehtinyt tai voinut havaita ennen sen oppositiota, niin nyt siihen kannattaisi panostaa. Mars Nousee illalla jo kello 18 jälkeen ja on etelässä kello 01.10 noin 34° korkeudella. Horisonttiin se vajoaa vasta aamuhämärissä. Näin ollen Marsia voi havaita hyvin monta tuntia yhden yön aikana, jos vain sää sen mahdollistaa.

Havaintovälineeksi pitäisi valita kaukoputki, sillä planeetan näennäisen koon pienuus (Ø 22,3”) vaatii jonkin verran suurennuskykyä. Esimerkiksi 100× suurennuksella, okulaarissa Mars näkyy 2230 kaarisekunnin kokoisena, eli suunnilleen 1,2× täysikuun kokoisena (paljain silmin). Näin suuren suurennuksen käyttäminen kuitenkin vaatii sen, että sää on hyvä ja havaintokeli on erinomainen. Jos näin ei ole, niin suurennusta täytyy vähentää, muutoin kuva ”kiehuu” aivan liiaksi.

Marsin valokuvaaminen onnistuu sellaiseltakin harrastajalta, joka ei ole kovinkaan paljoa kuvia ottanut, kaukoputken okulaarin läpi. Tällöin kamera, vaikkapa kännykkä, täytyy kiinnittää okulaariin tai sen pitimeen hyvin tukevasti, sillä valotusajoista tulee pitkiä. Sopivia kiinnityslaitteita on saatavana kaukoputkikauppiailta, esimerkiksi Ursasta. Menetelmä tunnetaan digiscopingina.

Valokuvaaminen onnistuu myös esimerkiksi järjestelmäkameran rungolla käyttäen kaukoputkea optiikkana. Silloin Marsin koko kuvassa määräytyy kaukoputken polttovälin mukaan ja se pitäisi olla aika pitkä. Tästä seuraa, että myös valovoima (aukkosuhde) pienennee ja valotuksista tulee pitkiä, joten seuranta on välttämättömyys.

Paras tapa kuvata Marsia on tietysti käyttäen kaukoputkea ja ccd-kameraa. Valitettavasti kovin monella harrastajallakaan ei ole käytettävissä näitä laitteita. Näin korona aikana Tampereen Ursassa yhdistyksenä emme pysty auttamaan asiassa, sillä emme voi järjestää minkäänlaisia kokoontumisia tähtitornilla tautiriskin vuoksi.

 

 

NASA laukaisee uuden marskulkijan muutaman viikon kuluttua

Avaruusalusten laukaiseminen kohti Marsia on mahdollista noin 26 kuukauden välein. Tänä vuonna laukaisuikkuna avautuu heinäkuun 22. päivänä ja sulkeutuu elokuun 15. Mars 2020 suunnitelman mukaan Persevarance-marskulkija laukaistaan matkaan heinäkuun 30. päivänä^[2], jos sää sen mahdollistaa. Jos viivästyksiä ilmaantuu, laukaisua voidaan yrittää päivittäin aina elokuun alkupuolelle asti. Saapuminen ja laskeutuminen Marsiin tapahtuu helmikuun 18 päivänä 2021, riippumatta siitä milloin lähtö tapahtuu.

Marsin Syrtis Major alue on tumma, hain evää muistuttava alue kuvan yläoikealla. Sen oikeaan reunaan, lähelle kärkeä on suunniteltu Perseverancen laskutrumisalu Jezero-kraatteri. Kuva NASA.

Lähtö

Laukaisualusta on Cape Canaveralin Ilmavoimien tukikohdan laukaisukompleksi 41Floridassa. Lähtö sinällään pitäisi olla rutiini juttu, sillä Alas V kantorakettia on käytetty jo yhdellätoista aikaisemmalla Mars-lennolla.

Atlas V -kantoraketti on juuri laukaistu. Kuva NASA.

Kantorakettina on United Launch Alliance’n (ULA) Atlas V 541. Kantoraketissa on neljä kiinteää ajoanetta sisältävää kiihdytinrakettia, jotka tuovat lisävoiman laukaisun alkuvaiheessa. Ne irrotetaan noin 1 minuutin ja 50 sekunnin lennon jälkeen.

Ylimpänä vaiheena on yksimoottorinen Centaur-raketti, joka irrotetaan ensimmäisestä vaiheesta noin 4 minuutin ja 28 sekunnin lennon jälkeen. Centaurin rakettimoottori käynnistetään noin 10 sekunnin kuluttua irrotuksesta ja sammutetaan noin11 minuutin ja 40 sekunnin kuluttua laukaisusta. Moottori käynnistetään uudelleen, kun lähdöstä on kulunut aikaa 45 minuuttia ja 21 sekuntia, ja sammutetaan ajanhetkellä 52.59. Tämän jälkeen marsluotain irrotetaan kello 57.42, jonka jälkeen se on matkalla kohti Marsia.

Lähdön aikaan Mars on 105 miljoonan kilometrin etäisyydellä Maasta ja avaruusaluksen tekemän matkanpituus on 497 miljoona kilometriä.

Laskeutuminen

Laskeutuminen noudattelee jo aikaisemmilla marskulkijoilla noudatettua rutiinia. Ainoa poikkeus on marskulkijan paino, joka on merkittävästi suurempi kuin aikaisemmin. Se puolestaan tuo omat vaikeutensa, sillä lisämassa (126 kg enemmän kuin Curiosityllä) asettaa kaikille laskeutumiseen vaikuttaville laitteille merkittävästi lisäkuormitusta.

Perseverancen laskeutumisalue sijaitsee Jezero-kraatterissa, kuvassa alhaalla oikealla.. Kuva NASA.

Marsia lähestyttäessä laskeutumisosa irrotetaan planeettojen välisestä lennosta huolehtineesta osasta. Tämä tapahtuu noin 10 minuuttia ennen kuin laskeutumisosa saapuu Marsin ilmakehään. Precevarance on suojattu lämpökilvin niin etu- kuin takapuolelta. Laskeutumisosa kuumenee ilmakehän vastustavan voiman vuoksi ja suurin lämpökuorma kohdistuu laskeutumisosaan noin 80 sekunnin kuluttua ilmakehään saapumisen jälkeen. Suurin jarruttava kiihtyvyys puolestaan saavutetaan noin 90 sekunnin kohdalla.

Tämän jälkeen laskeutumisosa jatkaa Marsin ilmakehässä yliäänennopeudella, kunnes noin 4 minuutin kohdalla laskuvarjo avataan. Tällöin laskeutujalla on korkeutta 9 –13 km ja nopeutta noin 420 m/s. Laskuvarjo pudottaa nopeutta suhteellisen nopeasti ja noin 20 sekunnin kuluttua se on pudonnut jo 160 m/s nopeuteen. Tässä vaiheessa myös etupuolen lämpökilpi irrotetaan ja tutkaohjattu laskeutuminen alkaa noin 4,2 km korkeudella. Aikaa tässä vaiheessa laskeutumiseen on kulunut 6 minuuttia 55 sekuntia.

Laskeutujan saavutettua noin 2,1 km korkeuden, kulkija irrotetaan takapuolen lämpökilvestä ja laskuvarjosta. Kulkijan laskeutuminen tapahtuu tämän jälkeen jarruraketein varustetun osan ohjaamana noin 80 – 110 m/s nopeudella. Laskeutuminen jatkuu näin aina siihen asti kun 21,3 metrin korkeus Marsin pinnasta saavutetaan. Nopeus tässä vaiheessa on vain 0,75 m/s. Tällöin kulkija lasketaan roikkumaan vaijereiden varaan ja se saavuttaa pinnan hyvin nopeasti. Jarrurakettiyksikön moottorit käyvät vielä ja se leijuu kulkijan yläpuolella hetken, kunnes vaijerit katkaistaan ja se lentää syrjemmälle, ehkä kilometrin tai kahden etäisyydelle kulkijasta. Laskeutumispaikka on Jezero-kraatteri^[1].

Jezero-kraatteri

Jezero-kraatteri on muinaisen järven pohjaa, jossa on säilynyt joen suistoalue ja sen sedimentit. Kraatteri näyttää syntyneen noin 3,6 miljardia vuotta sitten aikana, jolloin Marsin arvioidaan olleen lämmin ja kostea. Tutkijat odottavat saavansa myöhemmin Maahan tuotavien näytteiden mukana myös fossilisoituneita yksisoluisen elämän merkkejä. Kraatterissa vallinneet olosuhteet ja myöhempi Marsin kehitys on luoneet Jezerosta eräänlaisen aikakapselin, joka on säilönyt menneet tapahtumat sedimentteihinsä.

Perseverancen laskeutumispaikka. Kuva NASA.

Perseverance

Marskulkija on nimetty Perseverance’ksi. suomalaisittain nimi merkitsee Sisua, joka tietysti sopii tällaisille äärimmäisiin olosuhteisiin lähetettäville luotaimille. Kuinka sisukas, tai paremminkin kuinka kestävä kulkija on, näemme sen sitten tulevaisuudessa. Suunnittelun lähtökohdaksi on asetettu tavoitteeksi Marsin vuoden (687 Maan vuorokautta) mittainen työskentelykausi, mutta sitä jatketaan, jos laitteistot pysyvät toimintakuntoisina.

Perseverance suljetaan lämpösuojiin, jotka suojaavat sitä laskeutumisen aikana. Kuva NASA.

Rakenteellisesti luotain muistuttaa aikaisempia kulkijoita, mutta on kooltaan ja massaltaan näitä massiivisempi. Massan lisäys johtuu tietysti suuremmasta tutkimuslaitemäärästä ja ennen kaikkea kulkijan kyvystä kerätä näytteitä Marsin pinnasta. Kairatut näytteet se pakkaa putkiloihin, jotka pudotetaan matkavarrella Marsin pinnalle odottamaan niiden noutamista. Näyteputkiloita laitteistossa on kaikkiaan 43 kappaletta, joten näytteitä saataneen suhteellisen runsaasti. Nämä näytteet pitäisi saapua Maahan vuoden 2031 aikana.

Kulkijan tehtävänä on etsiä mahdollisen elämän jättämiä jälkiä, olivatpa ne millaisia tahansa. Erityisesti tutkijat odottavat näkevänsä kivettyneitä stromatoliittejä, jotka ovat syntyneet pikkuruisten levien kerrostuessa päällekkäin kuin puiden vuosirenkaat. Kraatterin reunat ovat iältään noin 4 miljardin vuoden ikäisiä, joten jos Marsissa on milloinkaan ollut elämään, niin sen jättämiä jälkiä tältä alueelta pitäisi löytyä.

Ei ainostaan astrobiologisia testejä, vaan myös monia muita tutkimuksia sisältyy Perseverancen ohjelmaan. Esimerkiksi tekee havaintoja Marsin geologiasta. Lisäksi luotaimessa on laite MOXIE (Mars Oxygen In-Situ Resource Utilization Experiment), jolla yritetään erottaa ilmakehän hiilidioksidista happea.

Tutkimuslaitteisiin kuuluu myös Mars Environmental Dynamics Analyzer (MEDA), jolla tehdään havaintoja Marsin säästä ja ilmastosta sekä pinnalla ja ilmakehässä leijuvan pölyn ominaisuuksista. Lisäksi luotaimessa on Mars Science Laboratory Entry, Descent ja Landing instrumentointi 2 (MEDLI2), joka tekee havaintoja laskeutumisen aikana. Laitteisiin on sisällytetty myös pieni mikrofoni, joten tutkijat voivat, nyt ensikertaa, kuulla miltä laskeutuminen kuulostaa.

Perseverance muistuttaa paljon edeltäjiään, mutta on niitä kehittyneempi ja massiivisempi. Kuva NASA.

Perseverancella on kaikkiaan 19 kameraa, jotka ottavat kuvia maisemista ja työkalujen (mm. käsivarsi) toiminnasta ja maaperän ja kivien yksityiskohdista. Lisäksi laskeutumisen aikana on käytettävissä neljä korkean resoluution kameraa. Kuvat käsitellään osittain suoraan Preseverancen suurtehotietokoneessa ja niitä voidaan käyttää apuna kulkijan suunnistaessa vaikeassa maastossa. Tämä nopeuttaa merkittävästi päätöksentekoa ja turvallisen reitin suunnittelua.

Ingenuity

Aivan uusi tutkimuslaitetyyppi Marsissa on helikopteri, joka on nimetty Ingenuity'ksi, joka merkitsee nerokkuutta suomeksi käännettynä. Helikopterissa on kaksi vastakkaisiin suuntiin pyörivää roottoria ja sen akut lataantuvat laitteen omilla aurinkokennoilla. Täyteen ladatuilla akuilla se kykenee noin 90 sekuntia kestävään lentoon Marsin äärimmäisen ohuessa ilmakehässä. Lentokorkeus on vain joitakin metrejä, joten kovin merkittäviä havaintoja se tuskin tekee. Todellinen tieteellinen ja teknologinen läpimurto on kuitenkin se, että jos laite pystyy oikeasti lentämään, niin se avaa aivan uuden tutkimussektorin Marsin tutkimuksessa.

Ingenuity on suorittamassa tutkimuslentoa tässä havainnekuvassa. Kuva NASA.

Helilopteri, tai paremminkin drooni, on massaltaan 1,8 kg ja sen roottorien lapojen kärkiväli on noin 1,2 metriä. Nousuun tarvittava kierrosluku on noin 50 kierrosta sekunnissa, eli noin kymmenkertainen Maan ilmakehässä tarvittavaan kierroslukuun verrattuna.

Lento ilman tutkimuslaitteita olisi lähes hyödytöntä. Niin drooni onkin varustettu pienillä, (matkapuhelimissa käytetyn tyyppisillä) kameroilla, joista yksi on värillinen ja kaksi mustavalkoisia. Jälkimmäisiä käytettään navigointiin.

Drooni joutuu koville Marsin olosuhteissa. Päivällä se lataa akkujaan ja tekee ohjelmaan kuuluvat lennot, mutta yö voi koitua sen kohtaloksi. Lämpötila laskee noin -140 asteeseen, jota ilman elektroniikka ei kestäisi ilman lämmitystä. Niinpä akkuihin varastoituneesta energiasta joudutaankin käyttämään 2/3 elektroniikan lämmittämiseen. Joka tapauksessa Ingenuity’n kesto on rajallinen. Insinöörit eivät tiedä kuinka monta lentoa se onnistuu tekemään ennen kuin lämpötilanvaihtelut tekevät laitteistosta selvää. Maksimoidakseen lentojen määrän, drooni aloittaa tehtävänsä heti Perseverancen laskeuduttua.

Varovaisuus leimaa NASAn suunnitelmia lentojen totutuksessa. Preseverance siirtyy kymmeniä, ellei peräti satakin metriä droonista ennen kuin lento toteutetaan. Kulkija on paljon arvokkaampi kuin drooni ja näiden kahden tutkimuslaitteen keskinäinen törmäys voi olla kohtalokasta koko ohjelmalle. Niinpä lentoja tehdään vain turvavälin ollessa riittävän pitkä ja vain ensimmäisen kuukauden ajan. Insinöörit laskevat, että drooni voisi suorittaa ainakin 50 lentoa jos laitteisto kestää seuraavaan Marsin talveen asti. Joka tapauksessa kulkija jatkaa omaa tehtäväänsä ja jossakin vaiheessa drooni jätetään Marsin pinnalle odottelemaan tulevaisuutta.

Marsin ohuessa ilmakehässä on vaikeaa lentää. Kiinteäsiipinen lentokone ei pystyisi nousemaan siellä, ellei käytettävissä ole erittäin pitkää kiitotietä, jolla lentokone pitäisi saavuttaa erittäin suuren nopeuden ennen kuin kykenee nousemaan siivilleen. Marsin ilmakehän tiheys vastaa sitä, mikä on maapallolla noin 48 km korkeudella. Tästä ilmakehän ohuudesta johtuen laskuvarjoilla ei päästä laskeutumaan aivan pinnalle asti, kuten maapallolla.

Kolmas tapa liikkua Marsin ilmakehässä olisi kaasupallo. Kaasupalloa on kuitenkin tavattoman vaikea täyttää Marsin olosuhteissa. Jos se kuitenkin onnistuisi, niin lähtö voi olla vaikea, sillä nostovoima ja -nopeus ovat pieniä. Lisäksi ilmapallon ohjaileminen on mahdotonta; pallo ja sen tutkimuslaitteet ajautuisivat sinne, minne tuuli kuljettaa.  

Huomautukset

[1] Jezero-kraatteri sijaitsee Isidis Basin luoteisreunalla paikassa 18.38° N 77.58° E tunnetun Syrtis Major muodostelman välittömässä läheisyydessä. Kraatterin halkaisija on noin 49 km ja sen maaston arvellaan olevan savinen joskus miljardeja vuosia sitten tapahtuneen tulvimisen seurauksena. Kraatterin nimi Jezero slaavilaisesta sanasta jezero, joka merkitsee järveä.

[2] NASA ilmoitti uudesta laukaisupäivästä 7. heinäkuuta. Viivästyminen johtuu laukaisualusta, jonka nestehapen putkiston anturit näyttivät menneen epäkuntoon. Viivästyneen laukaisun vuoksi myös laukaisuikkunaa on jatkettu ja se jatkuu nyt aina elokuun 15. päivään asti aikaisemman 11.8. sijaan.

Laukaisun viivästyttäminen oli jo kolmaskerta, sillä ensimmäinen laukaisupäivä oli 17. heinäkuuta. Se kuitenkin jouduttiin siirtämän ensin 20. heinäkuuta ja sen jälkeen 22. heinäkuuta. Näillä näkymin laukaisu siis tapahtuu 30. heinäkuuta.

Huhtikuussa havaitaan Marsia!

Mars 14.4.2014 päivän iltana.
Kuva Kari A. Kuure.

Naapurimme Mars lähestyy oppositiotaan, jonka se saavuttaa huhtikuun 8. päivänä kello 23.55. Tällä kertaa oppositio[1] ei merkitse sitä, että Maan ja Marsin välinen etäisyys olisi kaikkein lyhin. Lyhyin etäisyys on vasta 14. huhtikuuta, jolloin etäisyys on vain 0,618 au (noin  93,05 miljoonaa km). Matka on 598 400 km opposition aikaista (94,45 miljoonaa km) etäisyyttä lyhyempi.

Oppositionsa aikana Mars on näkyvissä koko yön. Etelämeridiaanin ylity tapahtuu kauden alussa aamupuolella yötä ja huhtikuun loppupuolella jo vuorokauden vaihtumisen tietämillä. Mars on helppo löytää, sillä sen kirkkaus on suuri (–1,5^m) ja väri on hieman punertava. Yhtä kirkkaita kohteita Siriusta ja Jupiteria lukuun ottamatta taivaalla ei ole. Mars näkyy Neitsyen tähdistössä.

Huhtikuun 14. päivän iltana Kuu ja Mars näkyvät taivaalla lähekkäin (katso karttaa). Niiden välinen kulmaetäisyys on noin 5 ° ja Kuu on lähestymässä täyttä vaihettaan. Täysikuu on 15.4. kello 10.42, jolloin on myös kuunpimennys[2]. Vaikka Kuu on tässä vaiheessa hyvin kirkas, sen ei pitäisi juurikaan haitata Marsin näkymistä. Valokuvaajille kuvausvinkkinä voisin ehdottaa molempien kohteiden sijoittamista samaan kuvaan!

Mars ja Kuu ovat lähekkäin eteläisellä
taivaalla 14.4. päivän iltana.
Kuva Kari A. Kuure.

Marsin näennäinen koko on noin 15 kaarisekuntia. Tämä merkitsee sitä, että planeetan pinnalta on mahdollista erottaa monia yksityiskohtia, etenkin erityisen hyvän havaintokelin vallitessa ja käytettäessä suurta suurennusta. Hyvässä havaintokelissä visuaalisesti havaintoja tehtäessä yksityiskohtien näkymiseen vaikuttaa myös kaukoputken koko; mitä suurempi kaukoputki sitä pienempiä yksityiskohtia voi nähdä. Havaintokelin salliessa suosittelen käytettäväksi 200–400-kertaisia suurennuksia riippumatta kaukoputken koosta.

Valokuvatessa planeetan pinnan yksityiskohtien määrä riippuu edellisten tekijöiden lisäksi valotuksen kestosta. Jos yhden kuvan valotusaika venyy usean sekunnin mittaiseksi, erotuskyky hyvissäkin olosuhteissa ”putoaa” noin 1–2 kaarisekuntiin tai jopa huonommaksi, eli käytännössä kuva vaikuttaa pehmeältä. Ainoa keino päästä yksityiskohtaisempiin (”terävimpiin”) kuviin on käyttää videokuvausta ja kuvien pinoamista. Tällöin erotuskyky kuvissa parhaimmillaan lähentelee visuaalisen havaitsemisen erotuskykyä[3].

Valokuvausvälineistö voi olla lähes millaista tahansa kompakti- ja järjestelmäkamerasta alkaen ja päätyen hienoihin tähtikuvaukseen suunniteltuihin ccd-kameroihin asti. Kuvaajan tulee tuntea laitteistonsa ja sen asettamat rajoitukset, jotta lopputulos olisi toivotunlainen. Luonnollisesti sääolosuhteet ovat ratkaisevassa asemassa, huonolla kelillä täytyy tyytyä vaatimattomampiin kuviin.

Havaittiinpa Marsia visuaalisesti tai valokuvauksen keinoin, joihinkin mielenkiintoisiin yksityiskohtiin pitäisi kiinnittää huomiota. Tällä kertaa Marsin pohjoisnapa on näkyvissä vaaleana läikkänä planeetan kiekon pohjoisreunassa. Napakalotti ei välttämättä ole Marsin vaalein kohta, vaan se on hyvin usein Hellas-tasanko Marsin eteläisellä pallonpuoliskolla. Sen pohjoispuolella on Marsin pinnan tummin kohta, hain selkäevää muistuttava Syrtis Major. Marsin kartoista voi selvittää mitkä yksityiskohdat ovat näkyvissä havaintosi aikana.

Marsissa esiintyy säännöllisesti pilvien muodostumista. Etenkin aamuhämärässä (Marsin alueilla joilla Aurinko on juuri nousemassa) nähdään säännöllisesti pilvimuodostelmia. Pilviä voi muodostua myös korkeiden tulivuorten (mm. Olympos Mons) huipuille. Pilvet ovat yleensä vesijääkiteitä. Marsin pöly voi myös muodostaa pilviä etenkin myrskyisillä alueilla, mutta näiden pilvien havaitseminen ei ole kovinkaan helppoa ja se yleensä onnistuu vain silloin kun myrskyt laajenevat lähes tai kokonaan koko planeetan kattaviksi. Näin tapahtuu ehkä kerran vuosikymmenessä.

Nasan video oppositiosta ja planeettojen välisestä etäisyydestä

 

Jos jostakin syystä en pysty katselemaan videota suoraan, voit katsella sitä YouTubesta https://www.youtube.com/watch?v=xngUpUyyT70

Huomautukset

[1] Mars on oppositiossa noin 26 kk välein. Maan ja Marsin ratojen soikeudesta ja etenkin Marsin radan epäkeskeisyydestä johtuen, planeettojen välisessä etäisyydessä eri oppositioiden aikaan on huomattavia eroja. Lyhyimmillään etäisyys on Marsin periheliopposition aikaan, joka tapahtuu elokuussa. Seuraavan kerran näin on vuonna 2018. Oppositioetäisyys oli lyhyin yli 50 000 vuoteen vuonna 2003 tapahtuneen opposition aikana. Ero eri perihelioppositioiden välillä johtuu kummankin planeetan radassa tapahtuvista muutoksista.

[2]Kuunpimennys ei näy Suomessa, vaan ainoastaan Amerikkojen mantereilla ja Tyynen meren itäosassa.

[3] Valokuvauksen ja visuaalisen havaitsemisen ero tarkkuudessa johtuu ilmakehän vaikutuksesta kuvan laatuun. Ilmakehän lämpötilaerot, tiheyserot, virtaukset ja turbulenttisuus heikentävät kuvan laatua siten. että parhaimmallakin kelillä valokuvauksellinen erotuskyky jää noin 1–2 kaarisekuntiin pitkillä valotusajoilla.

Visuaalisesti voidaan havaita hetkellisesti noin 0,5 kaarisekunnin erotuskyvyllä edellyttäen, että kaukoputkella on riittävästi kokoa, eli noin 250 mm ja käytetään riittävää suurennusta (≥ 150× tai mieluummin vieläkin enemmän). Videota kuvattaessa yksittäisen ”ruudun” valotusaika on lyhyt, esimerkiksi 3–30 ms, jolloin turbulenttisuuden vaikutus jää kuvan muodon vääristymiseen. Pinottaessa tämä vääristyminen korjaantuu ja summakuvan erotuskyky tulee olemaan visuaalisen havaitsemisen luokkaa.

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.