Kuinka harvinainen ”superkuu” todellisuudessa on?

"Superkuun" ja "hypokuun" välinen näennäisen koon ero
paljastuu valokuvaamalla. Kuvassa esitetyt etäisyydet
ovat toposentrisiä, eli Kuun ja havaitsijan väliset
todelliset etäisyydet kuvaus hetkellä.
Kuva © Kari A. Kuure.

Tänä vuonna ”superkuu” on ollut medioissa todellinen hype. Lähes kaikki mahdolliset tiedotusvälineet ovat asiasta uutisoineet. Uutisointi tosin on ollut hyvin rajallista ja jutut lähes toistensa kopioita. Tiedotusvälineiden mukaan tällä kertaa koettiin äärimmäisen harvinainen ilmiö, joka toistuu vasta 26.11.2034 (UT aikaa). Onko näin?, joten päätin sitä hieman tutkia!

Tällä kertaa ”superkuu”, eli täysikuun ja Kuun radan perigemiumin ajallinen ero oli vain hieman yli 2 tuntia. Tulevina vuosian ajallinen ero on jonkin verran pitempi, mutta vaikuttaako se ja kuinka paljon Kuun näkymiseen?

Asiaa täytyy tarkastella Maan ja Kuun välisen etäisyyden ja ennen kaikkea Kuun näennäisen koon huomioon ottaen. Koska etäisyys on pieni, niin myös havaitsijan paikka maanpinnalla vaikuttaa Kuun näennäiseen kokoon. Tästä päästään eroon jos lähtökohdaksi otetaan Maan ja Kuun välinen geosentrinen etäisyys ja tästä laskettu näennäinen koko. Näennäinen koko toteutuu havaitsijalle, joka näkee täysikuun keskitaivaalla, zeniitissä.

Helpoimmin tulevien vuosien välinen vertailu onnistuu taulukkomuodossa. Alla olevaan taulukkoon kokosin kaikki ne täysikuut, joiden näennäinen koko on yli 33 kaariminuuttia.

Päivämäärä	Geosentrinen etäisyys [km]	Näennäinen koko [kaariminuuttia]
14.11.2016	356 520	33,52
14.12.2016	359 447	33,24
3.12.2017	357 983	33,38
2.1.2018	356 602	33,51
31.1.2018	360 198	33,17
21.1.2019	357 715	33,40
19.2.2019	356 843	33,49
21.3.2019	360 768	33.12
26.11.2034	356 446	33,52

Taulukosta nähdään heti, että 2. tammikuuta 2018 ”superkuu” on aivan hyvin verrattavissa nyt marraskuussa esiintyneeseen. Kokoeroa on vain 0,01 kaariminuuttia, eli 0,6 kaarisekuntia. Kun ilmakehän aiheuttama erotustarkkuuden menetys, 1 kaarisekunti otetaan huomioon, eroa näiden kahden ”superkuun” välillä ei ole.

Sitten helmikuun 19. päivä vuonna 2019 tilanne on lähes sama, Kuun näennäisten kokojen ero on vain 0,03 kaariminuuttia eli 1,8 kaarisekuntia. Tämä ero on juuria ja juuri havaittavissa harrastajakaukoputkilla valokuvatessa, jos Kuu olisi zeniitissä. Muilla korkeuksilla ero peittyy ilmakehän turbulenssin aiheuttamaan erotuskyvyn heikkenemisen alle.

Jos tarkastellaan ”superkuun” havaitsemista ilman optisia apuvälineitä, niin silloin täytyy ottaa huomioon myös ihmissilmän erotuskyky. Kirjallisuudessa sille annetaan arvo 1 kaariminuutti. Todellisuudessa ainakin osalla ihmisistä on jonkin verran tarkempi näkökyky, mutta tarkastellaan ”superkuita” nyt tämän lukuarvon kannalta. Kaikki taulukossa esitetyt ”superkuut” ovat näennäiseltä kooltaan alle yhden kaartiminuutin sisällä samankokoisia.

Päätelmä on siis, että käytännössä ”superkuu” toistuu noin 14 kuukauden välein kahden tai kolmen täysikuun ryppäissä riippumatta siitä, mitä matematiikka kertoo. Kyseessä ei siis ole lainkaan harvinainen ilmiö, vaan hyvinkin tavallinen.

Marsin oppositio

Avaruusteleskooppi Hubblen ottama kuva Marsista
toukokuussa 2016. Kuva Nasa/HST.

Näin kesän lähestyessä juuri kukaan ei enää seuraa kovinkaan aktiivisesti tähtitaivaan tapahtumia. Tällä kertaa olisi kuitenkin syytä vielä kerätä havaintolaitteet ja työntyä yöhön sillä vielä viikon voi tehdä havaintoja Marsista paremmin kuin seuraavaan neljään vuoteen.  Syy tähän harvoin toistuvaan tilanteeseen on Marsin oppositio, joka tapahtuu 22. toukokuuta kello 14.10. Suomessa Mars ei ole tietystikään tarkan oppositiohetken aikaan horisontin yläpuolella, mutta muutaman seuravana yönä planeetta voi havainnoida kohtalaisen hyvin.

Kohtalaisen hyvin tarkoittaa sitä, että yötaivas on vaalea ja Mars itse näkyy hyvin matalalla etelämeridiaania ylittäessään kello 1.23. Tampereella Marsin korkeus on vain 6,9 astetta. Vaalealta yötaivaalta planeetta on kuitenkin helppo löytää, sillä sen kirkkaus on suuri, –2,1^m .

Opposition aika Maan ja Marsin välinen välimatka on yleensä lyhyimmillään. Lyhyin hetki ei kuitenkaan ole varsinaisesti juuri opposition aikaan, vaan tällä kertaa se on 29.–30. päivinä. Tällöin etäisyyttä on 75,32 miljoonaa km. Tämä johtuu siitä, että kummankaan planeetan rata ei ole täysin pyöreä ja opposition jälkeen radat vielä lähestyvät toisiaan muutaman vuorokauden ajan. Jokaisen opposition aikana tilanne hieman toisista ja lyhin välimatka voi olla myös ennen oppositiota.

Marsin näennäinen koko on hieman yli 18 kaarisekuntia. Tämä tarkoitta sitä, että planeetta näkyy pienenä levymäisenä kohteena jo tavallisella kiikarilla. Kiikari ei kuitenkaan ole paras mahdollinen havaintoväline, vaan kaukoputki riittävällä suurennuksella on se oikea. Marsin kirkkaudesta johtuu, että olipa kaukoputki minkä kokoinen tahansa, se soveltuu planeetan havaitsemiseen.

Marsin näkyvyyttä ja pinnan yksityiskohtia kuitenkin rajoittaa sen sijainnin korkeus. Lähellä horisonttia havaintokeli on aina turbulenttinen, eli Marsin kuva ”kiehuu” ja on epäselvä. Lisäksi ilmakehä aiheuttaa kromaattista aberraatiota, eli kohteesta tuleva valo hajoaa spektrin väreihin ilmakehän vaikutuksesta. Jos Mars ei näyt terävänä ja lähes piirteettömänä, syy ei aina ole kaukoputkessa.

Historiaa ja tulevaisuutta

Jos olet ollut tähtiharrastajana riittävän pitkään, saatat muistaa vuoden 2003 elokuussa tapahtuneen opposition. Silloin ja vielä seuraavankin opposition aikaan Internetissä liikkui monen moisia huhuja opposition vaikutuksista. Jos olet kiinnostunut näistä jutuista ja jopa valheellisesti levitetyistä tarinoista, löytyvät ne varmasti netistä vieläkin.

Marsin oppositio tapahtui elokuun 28 päivänä kello 20.52. Silloin Maan ja Marsin välinen etäisyys oli historiallisen lyhyt, matkaa oli vain 55,78 miljoonaa kilometriä. Silloin lyhin etäisyys saavutettiin pari vuorokautta aikaisemmin ja se oli 55,76 mil. km. Marsin kirkkaus oli –2,9^m ja näennäinen koko 25,1 kaarisekuntia. Tampereella se oli korkeimmillaan 12,7 asteen korkeudella, eli oli kohtalaisen hyvin havaittavissa.

Vuoden 2003 oppositio oli merkittävä, sillä Maan ja Marsin välinen etäisyys oli lyhin lähes 60 000 vuoteen. Syyskuun 12 päivänä vuonna 57 617 eaa. Marsin opposition aikaan etäisyys oli 55 758 006 km (0,372 719 25 au). Seuraavan kerran ollaan samoissa lukemissa vuonna 2287, jolloin oppositio on elokuun 29 päivänä ja lyhyin välimatka edellisenä päivänä.

Alla olevassa taulukossa on lähivuosien oppositiot Tampereen horisontin mukaan. Taulukkoon merkitsin myös havaittavuudesta kertovia värisymboleja: vihreä kertoo hyvästä havaittavuudesta ja punainen vastaavasti huonosta havaittavuudesta tai asiaa, jolla on suuri merkitys huonoon havaittavuuteen.

Transitaika tarkoittaa kellonaikaa, jolloin Mars kulkee etelämeridiaanin poikki ja korkeus tällöin olevaa korkeutta asteina.

Ratadynamiikkaa

Saatat ihmetellä, miksi Marsin oppositiot tapahtuvat eri aikaan vuodesta ja miksi etäisyys vaihtelee kertoimella 2?

Vastaus on oikeastaan yksinkertainen, sillä opposition ajankohtaan ja planeettojen väliseen etäisyyteen vaikuttaa vain kaksi tekijää, molempien planeettojen ratadynamiikka ja niissä tapahtuvat muutokset.

Marsin ja Maan välinen etäisyys oppositioiden aikana vuoteen 2040 asti. Piiroksesta ilmenee planeettojen ratojen
eroaivuus ja erilaisista kiertoajoista johtuva opposition suunnan kiertyminen vastapäivään. Mars on oppositiossa
keskimäärin 2 vuoden ja 50 vuorokauden välein. Piirros © Kari A. Kuure.

Marsin ja maapallon radat ovat hyvin erilaisia. Marsin rata on soikea (eksentrinen), tällä hetkellä pisin etäisyys (apheli) Auringosta on noin 10 % pidempi kuin lyhyin etäisyys (periheli). Vastaava radan soikeudesta johtuva etäisyyden vaihtelu maapallolla on noin 3 %.  Maapallon radan eksentrisyys vaihtelee noin 100 000 vuoden jaksoissa ja Marsin hieman yli 2 miljoonan vuoden jaksoissa. Rata on soikein noin 200 000 vuoden kuluttua, jolloin vaihtelu on jopa 12 %. Noin 1,1 miljoonan vuoden kuluttua Mars kiertää Aurinkoa täysin pyöreällä radalla.

Molempien planeettojen radan muutokset johtuvat muiden planeettojen, etenkin Jupiterin aiheuttamista gravitaatiohäiriöistä. Vaikka yhden kierroksen aikana gravitaatiohäiriön vaikutus on äärimmäisen pieni, niin vaikutus summautuu (kumuloituu) ja vuosituhansien aikana muutoksista tulee merkittäviä.

Komeetta C/2013 A1 (Siding Spring)

Mars-planeetta. Kuva Nasa.

Maaliskuun 28. päivänä kirjoitin artikkelin mahdollisesti Marsiin törmäävästä komeetasta. Tässä artikkelissa syvennän hieman komeetasta saatuja tietoja.

Komeetan C/2013 A1 (Siding Spring) havaitsi ensimmäisenä Robert H. McNaught tammikuun 3. päivänä tänä vuonna. Komeetta oli kylläkin kuvattu jo joulukuun 8. päivänä 2012 Catalina Sky Survey havainto-ohjelman valokuviin. Marsiin törmäämisen havaitsi Leonid Elenin helmikuun 27., jolloin näytti siltä, että Marsin ohitus tapahtuisi noin 41 300 km etäisyydeltä Marsin keskipisteestä mitattuna. Pan-STARRS etsintäohjelman kuvista lokakuun 4. päivältä 2012 komeetta myös löytyi maaliskuu 3. päivänä, joten komeetan rata oli tunnettu jo 148 vuorokauden ajalta. Tässä vaiheessa komeetta oli vielä 7,2 au:n etäisyydellä Auringosta.

Komeetta C/2013 A1 (Siding Spring) etäisyys Marsiin tulee olemaan lyhin vuonna 2014 lokakuun 19. päivän iltana Suomen aikaa. Nyt kun havaintoja on kertynyt 185 vuorokaudelta (13.4.2013) komeetta ohittaa Marsin 107 712 km etäisyydeltä. Epävarmuus on edelleen suuri, joten laskennallisesti rata sijoittuisi johonkin 8 976–299 200 km väliin Marsin keskipisteestä. Etäisyys olisi lyhin kello 18.51 UT aikaa. Silloin Suomessa ollaan vielä kesäajassa, joten kello näyttäisi 21.51 aikaa.

Suurta mielenkiintoa on herättänyt kysymys siitä, mitä tapahtuisi Marsissa jos komeetta todella törmäisi Marsiin? Törmäys aiheuttaisi uuden kraatterin syntymisen, Marsin ilmakehään kohoaisi melkoinen määrä höyrystynyttä kiveä ja pölyä, jonka vaikutuksia on hieman hankala arvioida. Arviot vaihtelevat laaja-alaisesti lähes olemattomasta aina voimakkaisiin ilmastollisiin vaikutuksiin asti. Huomattavasti helpommin arvioitavissa on törmäyskraatterin koko.

Netistä löytyy laskuri (http://impact.ese.ic.ac.uk/ImpactEffects/), jolla kraatterin kokoa voi laskea, jos olettaa joitakin arvoja. Ensimmäinen näistä arvioista on etäisyys törmäyspisteeseen. Tämä voi valita mielivaltaisesti, sillä tuskin siellä kukaan on paikanpäällä katselemassa törmäystä. Valitaanpa arvoksi vaikkapa 100 km.

Seuraavakin arvo täytyy arvata, siinä kun tarvitaan törmäävän kappaleen koko. Komeetat ovat kooltaan yleensä muutaman kilometrin luokkaa, joten voimme hyvänä arvauksena heittää tähän kohtaa vaikkapa 3 km. Komeettojen tiheys on pieni, onhan suurin osa aineesta vesijäätä. Siihen on sekoittuneena jonkin verran kevyempiä ja herkemmin haihtuvia kaasuja mutta vastapainoksi myös kiviaineista pölyä. Joten arvioidaan komeetan tiheydeksi sama kuin vedellä, siis 1 000 kg/m³.

Ratalaskelma antaa komeetalle Marsin kohtaamisnopeudeksi 56 km/s.

Edetään laskentakoneen syötössä kohtaan iskeytymisen kulmasta. Ratalaskelma on jonkin verran epävarma, mutta todennäköisyys sille, että komeetta meneekin Marsin ohi, on hyvin suuri. Tästä voimme tehdä sen päätelmän, että jos komeetta törmää Marsin pintaan, niin iskeytymiskulma tulisi olemana hyvin pinnan suuntainen. Näin ollen 5° voisi olla aika lähellä totuutta.

Lopuksi laskentakone haluaa tietää, millaiseen maastoon komeetta törmäisi. Marsin pinta on mitä ilmeisimmin tiheydeltään maapallon sedimenttikiveä vastaavaa, joten valitaan se. Muut vaihtoehdot olisivat olleet vesi tai kiteytynyt kallio kuten basaltti tai graniitti. Tämän jälkeen laskenta voidaan käynnistää.

Tulokset ovat suuntaa antavia Maassa, joten Marsissa ne eivät voi olla sen tarkempia, pikemminkin päinvastoin, johtuen Marsin paljon pienemmästä koosta ja massasta.

Vapautuva energia olisi noin 5,3 biljoonaa tonnia TNT-räjähdettä. Maassa vastaavia törmäyksiä esiintyisi kerran kymmenessä miljoonassa vuodessa. Mars-planeettaan vaikutukset olisivat hyvin minimaalisia, joten sen radalta suistumista (tarkemmin ratamuutosta) ei tarvitse pelätä!

Kaavio törmäyskrraaterien muodonmuutoksesta
törmäyksen jälkeen. Kuva on artikkelista Gareth S. Collins,
H. Jay Melosh ja Robert Marcus: Earth Impact Program:
A Web-based computer program for caculating
the regional environmental consequences of
a meteoroid impact on Earth. Artikkeli on julkaistu
Meteoritics & Planetary Science 40, Nr 6, 817–840 (2005)
lehdessä.

Törmäyskraatterin koko olisi noin 13,2 km ja syvyys 4,67 km. Tällaisena kraatteri ei kuitenkaan säily, vaan heti kun lämpö- ja painevaikutus katoavat, kraatterissa tapahtuu muodonmuutoksia. Sen reunavalli romahtaa sisäänpäin ja kraatteri laajenee 18,6 km kokoiseksi. Kraatteri mataloituu reunavallien täyttäessä sitä ja lopulliseksi syvyyseksi tulisi noin 713 metriä. Rakenteellisesti kraatteri olisi kompleksi, jossa on keskusvuori ja reunat terassimaisia.

Törmäys tuottaisi sulanutta ja höyrystynyttä kiveä noin 11 km³ verran. Noin puolet tästä kiviaineksesta putoaisi kuitenkin kraatteriin ja sulakivikerros muodostuisi noin 81 metrin vahvuiseksi. Toinen puoli leviäisi heitteenä kraatterin ympäristöön kymmenien tai satojen kilometrin etäisyyteen saakka.

Marsin ja Maan väliset erot niin rakenteessa, koossa kuin ilmakehän tiheydessä ovat niin suuria, että laskurin antamat tiedot eivät ole kovinkaan tarkkoja. Jokainen voi itse käydä tekemässä vastaavat laskelmat ja lukea seurauksista – maapallolla!