Komeettojen arvoitus

Oortin ja Hillsin komeettapilvet aurinkokunnassa.
Kuva Wikimedia Commons.

Osa 1

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

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

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

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

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

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

Komeetan rakenne. Kuva Wikimedia Commons.

Komeetta aurinkokunnan sisäosassa

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

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

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

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

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

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

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

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

Paluu

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

Huomautukset

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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.