Helium-ilmakehä supermaa-eksoplaneetalla

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

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

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

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

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

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

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

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

___ 

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

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

NASA laukaisee uuden planeettaetsijän avaruuteen

Taiteilijan näkemys TESS-observatoriosta avaruudessa.
Kuva NASA.

NASAn uusin eksoplaneettoja etsivä avaruusobservatorio Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) laukaistaan sääolojen sen mahdollistaessa avaruuteen.

Laukaisuun päästiin viimein 19.4.2018 kello 01.51 Suomen aikaa Cape Canaveralissa olevalta Ilmavoimien laukaisukeskuksesta Floridasta. Kantorakettina oli Spase X yhtiön Falcon 9 ja laukaisualusta oli numero 40.

Laukaisuikkuna oli vain 30 sekunnin mittainen, joten huono sää esti suunnitellun laukaisun aikaisemmin. Alun perin laukaisu olisi pitänyt tapahtua 16.4. mutta sitä siirrettiin kolmella vuorokaudella myrskyisän sää vuoksi.

Laukaisun jälkeen TESSin rataa muutetaan siten, että sen etäisin kohta Maasta kasvaa joka kierrokselta. Lopulta observatorio lentää Kuun ohi ja silloin sen rata muuttuu noin 30 asteen kulmaan maapallon ekvaattoritasosta. Yhteen kierokseen maapallon ympäri TESSiltä kuluu 13,7 vuorokautta. Rata on erikoinen, sillä sitä ei ole koskaan aikaisemmin käytetty Maata kiertävälle satelliitille! 

Rata on laaja mutta erikoisuus on siinä, että TESSin kiertoaika on 2:1 Kuun kiertoajan kanssa. Kiertoradan valinnalla varmistetaan maksimaallinen havaintoaika ja lisäksi observatorio on edelleen maapallon magneettikentän suojaavan vaikutuksen alueella, jolloin kosmisen säteilyn vaurioittava vaikutus vähenee merkittävästi.

TESSin neljä kameraa yhdessä kartoittavat 96×24 asteen
kenttää kerrallaan 27 vuorokauden ajan.
Kuva NASA.

TESSin tarkoitus on kartoittaa koko tähtitaivas seuraavien kahden vuoden aikana. Se käyttää samaa menetelmää kuin mitä Kepler-observatoriossa käytettiin, eli se mittaa tähtien kirkkautta. Jos kirkkaudessa havaitaan muutoksia, niin niiden aiheuttaja voi olla aikaisemmin tuntematon eksoplaneetta. Kirkkauden lisäksi TESS määrittää lähitähtien planeettojen ilmakehien spektrejä. Erityisesti tutkijat etsivät spektreistä niitä planeettoja, joiden ilmakehästä on vesihöyryä, happea ja metaania, siis kaasuja, jotka liitetään maapalolla esiintyvään elämään.

Jos sopivalla etäisyydellä tähdistään olevia eksoplaneettoja löytyy ja niiltä havaitaan ilmakehä, niin jatkotutkimukset tehdään James Webb avaruusteleskoopilla (JWST). JWST laukaistaan avaruuteen vuonna 2020.

TESSissä on kaikkiaan neljä laajakenttäistä kameraa havaintovälineenä. Kunkin kameran kuvakentän sivun pituus on 24 astetta ja neljän kameran kentät muodostavat yhdessä 96×24 asteen sektorin. Tätä sektoria kamerat kuvaavat yhden kierroksen ajan. Koko seuranta käsittää kaikkiaan noin 200 000 aurinkokuntamme lähitähteä. Tutkijat odottavat TESSin kartoituksen tuovan tietoja vähintään 300 maapallon kokoisesta ja supermaa -planeetoista. Supermaa-planeettojen koko on tässä yhteydessä rajoitettu enintään kaksinkertaiseksi verrattuna maapalloon.

Radan maapalloa lähimmässä osassa observatorio käännetään tietoliikennettä varten muutaman vuorokauden ajaksi. Tällöin kaikki mittaukset radioidaan Maahan. 

TESSin kartoittamat alueet taivaanpallosta
vuorokausina. Kuva NASA.

TESS kartoittaa yhtä kohdealuettaan vähintään 27 vuorokauden ajan. Havaintojakson jälkeen havaintoaluetta muutetaan siten, että se on jonkin verran päällekkäin edellisen havaintokentän kanssa. Näin jatkettaessa ensimmäisen toimintavuoden aikana tulee kartoitetuksi puolet taivaanpallosta ja seuraavana vuotena toinen puolisko. Observatorion kääntöakselin napa-alueet ovat jatkuvasti seurattuja. Tutkijat odottavat saavansa tietoja eksoplaneettojen lisäksi noin 20 000 muusta avaruuden kohteesta ja kappaleesta.

Lisätietoja

https://www.nasa.gov/tess-transiting-exoplanet-survey-satellite

Merkuriuksen ylikulku näkyi Tampereella

Merkuriuksen ylikulku uv-valossa. Auringon aktiivisuusalueet
näkyvät kuvassa vaaleampia, auringonpilkku tummana ja
Merkurius pienen tumman pistejonona ylikulun aikana.
Kuva © Kari A. Kuure.

Toukokuun 9. päivänä näkynyt Merkuriuksen ylikulku näkyi myös Tampereella. Ylikulun alku kuitenkin jäi pilvien taakse peittoon, mutta puolisen tuntia alun jälkeen pilvipeite alkoi repeillä ja havaintoja voitiin tehdä satunnaisia pieni pilviä lukuun ottamatta lähes häiriöittä. 

Ohessa pari kuvaa ylikulusta. Kuvat ovat otettu Tampereen Ursan kalustolla: violetti kuva on otettu CaK-suodattimen (l=393,4 / < 2,4 nm) läpi ja punainen aurinkokaukoputkella, joka läpäisee vain H-alfa-viivan aallonpituuden (656,281 / < 0,8 nm). CaK-suodatinta käytettiin tavallisen linssikaukoputken lisälaitteena. Molempien kaukoputkien optiikka on samanlainen eli 102 / 714 mm, joten kuvat ovat keskenään vertailukelpoisia. 

Merkuriuksen ylikulku punaisessa valossa. Käytetyllä
aallonpituudella nähdään Auringon kromosfääri, jota ei
muutoin pystytä havaitsemaan kerroksen alapuolella olevan
fotosfäärin säteilemän kirkkaan valon vuoksi. Merkurius
näkyy jälleen tummana pistejonona Auringon pintaa vasten.
Kuva © Kari A. Kuure.

Merkuriuksen ylikulku tapahtuu toukokuun alkupuolella

Merkuriuksen reitti Auringon pinnan editse 9.5.2016. Piirrosta
ei aivan sellaisenaan voi käyttää Merkuriuksen etsintään, sillä
Auringon kaltevuus muuttuu koko ylikulun ajan. Tarlkemmat
etsintäohjeet on annettu tekstissä. Piirros © Kari A. Kuure.

Yksi harvinaisista taivaan ilmiöistä koetaan toukokuun 9. päivänä. Silloin Merkurius-planeetta kulkee Auringon editse. Edellisen kerran Suomessa Merkuriuksen ylikulku nähtiin toukokuun 7. päivä 2003. 

Ratadynamiikkaa

Merkuriuksen ylikulku edellyttää, että Merkurius on ekliptikan tasossa (= ratansa solmupisteessä^[1]). Näin tapahtuu kaksi kertaa vuodessa: touko–kesäkuussa ja marras–joulukuussa. 

Koska Merkuriuksen synodinen^[2] kiertoaika Auringon ympäri on 115,9 vrk, niin kolmeen kierrokseen kuluu aikaa 347,7 vrk. Se on 17,55 vrk liian lyhyt, jotta maapallo ehtisi radallaan asemaan, jossa Merkuriuksen ylikulku näkyisi. Tästä syystä ylikulku ei toteudu joka vuosi.

Ylikulkujen esiintyminen noudattaa useita erimittaisia jaksoja. Pisin näistä jaksoista on 46 vuotta, jonka jakson jälkeen ylikulut toteutuvat aina samassa järjestyksessä.  Syksyn ylikulut noudattava 7, 13 ja 33 vuoden jaksoja ja ylikulun jälkeen kuluu 9,5 vuotta ennen kuin seuraava kevään ylikulku toteutuu. Kevään ylikulut noudattavat 13 ja 33 vuoden jaksoja ja ylikulun jälkeen kuluu 3,5 vuotta ennen kuin seuraava syksyn ylikulku toteutuu.

Jos olet ymmärtänyt kaiken tähän asti esitetyn, niin jatkoa seuraa. Vuosien 2019, 2032 ja 2039 ylikulut tapahtuvat kaikki marraskuussa mutta niiden välissä ei tapahdu ainoatakaan kevään ylikulkua. Näiden lisäksi Merkurius joissakin tapauksissa hipoo niin läheltä Auringon kiekon reunaa, että ainakaan kaikkialla näkyvyysalueella ei todellisuudessa ylikulkua nähdä. Näin tapahtuu jos Merkuriuksen horisontaalinen parallaksi siirtää planeetan näennäistä paikkaa Auringon reunalinjan ulkopuolelle. 

Alla olevassa taulukossa on listattu Suomessa näkyneitä ylikulkuja. Ajat ovat Tampereen horisontin mukaan laskettuja huomautuksissa on selostettu muita näkyvyystietoja.

Havaitseminen

Merkuriuksen ylikulun havaitseminen ei ole aivan yhtä helppoa kuin Venuksen ylikulun. Tähän on yksi syy: Merkurius näkyy meillä huomattavasti paljon pienempänä kuin Venus. Merkuriuksen kulmahalkaisija on ylikulun aikaan vain 12,1 kaarisekuntia, kun vuonna 2012 tapahtuneen Venuksen ylikulun aikaan Venuksen näennäinen koko oli 57,8 kaarisekuntia. Näin ollen Merkuriuksen ylikulkua on mahdollista havaita vain käyttäen kiikaria tai kaukoputkea.

Ylikulkujen havaitseminen vaatii samaa varovaisuutta kuin aina Aurinkoa havaitessa. Kaikki optiset laitteet on varustettava kunnollisella ja asianmukaisella aurinkosuotimella. Jo hyvissä ajoin ennen ylikulkua, olemassa olevat suodattimet tulisi tarkastaa ja tehdä tarvittavat korjaukset.

Ylikulku 33 paikkakunnilla

Site = paikkakunta

Longitude = paikkakunnan maantieteellinen pituus asteina [°] ja kaariminuutteina [’]

Latitude = paikkakunnan maantieteellinen leveys asteina [°] ja kaariminuutteina [’]

Elvn = Korkeus merenpinnasta (arvio)

Exterio Ingress = 1. kontaktin ajankohta UT aikaa tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Interor Ingress = 2. kontaktin ajankohta UT aikaan tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Maximum = Ylikulun keskikohta UT aikaan tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Interior Egress = 3. kontaktin ajankohta UT aikaan tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Exterior Egress = 4. kontaktin ajankohta UT aikaan tunteina [h], minuutteina [m] ja sekunteina [s]

Min. Sepn = Merkuriuksen pienin etäisyys Auringon kiekon keskeltä kaarisekunteina [”]

PA = Suuntakulma Auringon kiekon pohjoispisteestä asteina [°]

Alt = Auringon korkeus horisontista asteina [°]

Huomaa, että yllä olevassa taulukossa ajat on esitetty UTC-aikoina, joten niihin pitää lisätä 3 tuntia saadaksesi paikallisen kesäajan! Ylikulku alkaa siis kello 14 jälkeen kaikkialla Suomessa.

Visuaalihavaitsijan välineitä ovat kiikarit ja kaukoputket. Kiikareissa täytyy luonnollisesti olla aurinkosuodatin molemmissa objektiiveissa. Kaukoputkeen riittää yksi. Suodattimen paikka on nimenomaan objektiivin edessä, ei missään tapauksessa okulaarissa tai jossakin muualla. Jos suodattimen kiinnityssysteemi (olipa se mikä tahansa) ei ole lukkiutuvaa mallia, niin silloin se paikoillaan pysyminen on varmistettava maalarin teipillä. Kiikari on syytä tukea vaikkapa kamerajalustaan.

Visuaalihavaitsijan tulee pitää myös Auringon katselemisessa taukoja, yhtämittainen katseluajan pituus on maksimissaan noin 3 minuuttia, jonka jälkeen on pidettävä ainakin samanmittainen tauko.

Tapio Lahtisen ottama kuva Merkuriuksen ylikulusta 7.5.2003.
Merkurius on suunnilleen Auringon keskilinjalla ja noin 1/3
säteen etäisyydesllä Auringon kiekon alareunasta.
Merkuriuksen yläpuolella, lähes kiekon keskellä on
Merkuriusta suurempi auringonpilkku.

Valokuvaaminen tehdään täysin samalla tavalla kuin auringonpilkkuja kuvatessa. Aurinkoa ei saa ylivalottaa ja kuvan tarkennuksen täytyy olla kohdallaan. Jos kuvataan kameran omaa optiikkaa käyttäen, teleobjektiivin tehollinen polttoväli pitäisi olla noin 1–1,5 metriä. Perusperiaate on, että Auringon kuva täyttäisi vähintään koko kuva-alan riippumatta kameran kennokoosta.

Taitavampi ja kokeneempi auringonkuvaaja voi kokeilla Barlow-putkea tai okulaarisuurennusta, jolloin Merkurius tulee kuvassa suuremmaksi. Tällöin kuitenkin tarkennuksen kanssa täytyy olla erittäin huolellinen, sillä kuvasta tulee helposti liian pehmeä. Pehmeyttä lisää vielä se, että ylikulku tapahtuu iltapäivällä ja illalla, jolloin ilmakehän häiriöt ovat suuria ja illalla Aurinko on lähellä horisonttia.

Kaukoputkissa on yleensä seuranta ja ongelmia ei pitäisi syntyä. Sen sijaan, jos käytetään kameran omaa optiikkaa, seurantaa kamerajalustassa ei yleensä ole, joudutaan valitsemaan monen asian perusteella mitä kuvausmenetelmää käytetään.  Jos optiikan polttoväli on mainitussa 1–1,5 m välissä, seurannan puutteen voi korvata asettamalla kameran herkkyys suureksi ja käyttämällä lyhyttä valotusaikaa. Pidemmillä polttoväleillä temppu ei tuota tyydyttävää lopputulosta.

Jos kaukoputkeen ei ole käytettävissä syystä tai toisesta sopivaa suodatinta, silloin voi yrittää projisoida Auringon kuva valkealle paperille tai pahville. Valitse käyttöön mahdollisimman edullinen okulaari, sillä kuumuus voi rikkoa sen ja taloudellinen vahinko on näin pienin mahdollinen. Kaukoputkella seurataan Aurinkoa tavalliseen tapaan ja valkoinen paperi/pahvi pidetään sopivan etäisyyden päässä okulaarista. Sopivalla etäisyydellä kuvan pitäisi olla myös tarkka jos kaukoputki on tarkennettu oikein.

 Paperilla näkyy kuva Auringosta ja toivon mukaan myös ylikulussa olevasta Merkuriuksesta. Planeetan lisäksi kuvassa näkyvät auringonpilkut, jotka voivat olla paljon suurempia kuin Merkurius.  Kuvan näkymistä voi hieman parantaa järjestämällä sopiva varjo paperin/pahvin kohdalle. Menetelmä soveltuu jotenkuten niin visuaalihavaitsijalle kuin valokuvaajille.

Ekvatoriaalisesti pystytetyssä
kaukoputkessa, jossa on kulmapeili,
Merkurius työntyy Auringon eteen
oikealta, joka on itä-suunta.
Piirros © Kari A. Kuure.

Missä Merkurius on?

Merkuriuksen siirtyessä Auringon eteen, se tapahtuu suunnasta PA 83°. Auringon kaltevuuskulma on -20,6°, joten suuntakulmaksi muodostuu 103,6°. Auringon suuntakulmat määräytyvät vastapäivään yläreunasta alkaen. Näin ollen Merkurius ilmestyy näkyville Auringon vasemmalta sivulta (itä) hieman keskivälin alapuolelta.

Merkuriuksen ollessa syvimmillään Auringon edessä, sen suunta on PA 154°. Jälleen täytyy ottaa huomioon Auringon pohjoissuunnan kallistuminen, joka on nyt 13,9°, joten suuntakulmaksi saadaan 140,1°. Merkurius sijaitsee mainitussa suunnassa noin 5/6 säteen suunnassa reunasta, melko lähellä Auringon keskilinjaa.

Ekvatoriaalisesti pystytetyssä
kaukoputkessa, jossa on kulmapeili,
Merkurius on ylikulun keskivaiheilla
1/6 säteestä Auringon kiekon keskeltä
keskilinjan itäpuolella (oikealla).
Piirros © Kari A. Kuure.

Merkuriuksen poistuessa Auringon edestä, se tapahtuu suunnassa PA 224° ja Auringon kaltevuus on 30°. Näin ollen suuntakulmaksi tulee 194°, siis melko läheltä Auringon alareunaa keskilinjan oikealla (länsi) puolella.

 Kaukoputkella havaitessa kuvan kääntyminen ja jalustaratkaisu täytyy ottaa huomioon, joten tarkkaan suuntakulmia tässä yhteydessä ei pysty kussakin erillistapauksessa kertomaan. Toisaalta, jos kaukoputken seuranta on kunnollisesti suunnattu ja tietokone hoitaa kohdistamisen Merkuriukseen, mitään ongelmaa ei pitäisi planeettaan kohdistumisessa olla vaikka käytettäisiin suurtakin suurennusta.

Edellä luetellut suuntakulmat on tarkoitettu lähinnä kiikarihavaitsijalle ja laskettu Tampereen horisontin mukaan. Tampereella ylikulun päätyttyä Aurinko laskee muutaman minuutin kuluessa. Tampereelta itään ja kaakkoon auringonlasku tapahtuu ennen ylikulun päättymistä. Muualla Suomessa ylikulku näkyy loppuun asti.

Ekvatoriaalisesti pystytetyssä
kaukoputkessa, jossa on kulmapeili,
Merkurius poistuu Auringon edestä
suunnilleen kello 8 sunnasta
(länsi). Piirros © Kari A. Kuure.

Huomautukset

[1] Merkuriuksen laskevasolmu on keväällä ja nousevasolmu on syksyllä.

[2] Synodisella kiertoajalla tarkoitetaan yleensä planeettojen (ja Kuun) sellaisia kiertoaikoja, jolloin ne ovat maapallolta katsottuna Auringon suhteen samassa asemassa. Esimerkiksi sisäplaneettojen ylä- tai alakonjunktiot toteutuvat synodisen kiertoajan välein. Merkuriuksen ja Venuksen ylikulut ovat mahdollisia vain alakonjunktion aikaan.

Kuun synodista kiertoaikaa nimitetään synodiseksi kuukaudeksi ja on pituudeltaan 29,5306 vrk (aika uusikuusta uusikuuhun).

[3] Merkuriuksen ylikulkuja oli 1900-luvulla 11 (+3 mahdollista) ja on 2000-luvulla 14, 2100-luvulla 10 (+2 mahdollista), 2200-luvulla 12 (+2 mahdollista) ja 2300-luvulla 11 (+2 mahdollista). Madollinen ylikulku tarkoittaa sitä, että planeetan radassa tapahtuvien vähäisten muutosten (muiden planeettojen gravitaation vaikutuksesta) vuoksi ylikulun toteutuminen ei ole varmaa. Jos ylikulku toteutuu, niin se on vähäinen ”hipaisu”. Lisäksi havaintopaikan maantieteellisestä sijainnista johtuva parallaksi voi aiheuttaa ylikulun toteutumisen tai pois jäännin. 

Eksoplaneetta Kepler-452b

Kepler-observatorion havaitsemia eksoplaneettoja taiteilijan
näkemyksen mukaan. Planeetat ovat vasemmalta oikealle:
Kepler-22b, Kepler-69c, Kepler-452b, Kepler-62f ja
Kepler-186f. Oikealla on Maa.
Kuva NASA/Ames/JPL-Caltech.

Nasan julkistama ja kolmisen vuotta tutkittu eksoplaneetta Keler-452b on ennennäkemättömän huomion tiedotusvälineissä. Lähes jokainen nettilehti on löydön uutisoinut. Tosin, uutisointi on tavallisesti jäänyt Nasan tiedotteen ja siihen liitettyjen kuvien julkaisemiseen. Hyvä näinkin, sillä eipä aivan heti tule mieleeni viime vuosilta mitään vastaavaa, vaikka muutamia hyvin uutisoituja tutkimuksia on: esimerkiksi aivan tuore New Horizons luotaimen tekemä Pluton ohilento.

Tutkimuksena ja havaintona Kepler-452b:n löytyminen ei poikkea mitenkään niistä, joita Kepler-ohjelmassa on tehty aikaisemmin. Eksoplaneetta kandidaatteja on tällä hetkellä 4 696 ja jo varmistuneita planeettoja on 1 030 [1]. Suurin osa jo varmistuneista eksoplaneetoista sijaitsee aivan muualla kuin tähtensä elämää ylläpitävällä vyöhykkeellä. Elokehällä sijaitsevia planeettoja, kooltaan enintään kaksinkertaisia maapalloon verrattuna, on vain kourallinen (12 planeettaa) ja niistäkin melkoinen osa on jotain muuta kuin maapallon kaltaisia.

Kepler-ohjelma

Kepler-avaruuskaukoputki laukaistiin avaruuteen maaliskuun 9 vuonna 2009 Cape Canaveralin avaruuskeskuksesta Floridasta. Kantorakettina oli Delta II kantoraketti. Avaruuskaukoputki sijoitettiin Aurinkoa kiertävälle radalle [2] siten, että se pystyi havaitsemaan samaa Joutsenen ja Lyyran tähdistöjen rajalla olevaa aluetta keskeytyksettä koko sen kolmen vuotta minkä luotain pääohjelman mukaisia havaintojaan teki.

Rakenteellisesti Kepler on hyvin yksinkertainen (jos avaruuteen sijoitetut tutkimuslaitteet milloinkaan ovat yksinkertaisia?) käsittäen vain 0,95 metrisen kaukoputken jonka kuva kulma on (kaukoputkeksi) laaja, peräti 12 astetta. Havaintovälineenä kaukoputkessa on 42 CCD-kameraa, jokaisen koko 50×25 mm ja pikseleitä 2 200×1 024. Valotusaika on hieman alle kolme sekuntia mutta lopputulos saatiin integroimalla (summaamalla) 30 minuutin mittaukset 6,5 tunnin ajalta.

Kepler-452-tähden sijainti tähtitaivaalla. Tähden näkemiseen 

vaaditaan keskikokoinen harrastajakaukoputki ja tarkka sijainti-

tieto tähdestä. Kuva Kari A. Kuure.

Vaikka Keplerin havaintoinstrumentteina olikin CCD-kamerat, niitä ei käytetty kuvien muodostamiseen, vaan kuvakentän jokaisesta tähdestä mitattiin sen kirkkaus. Toinen poikkeavuus kameran toiminnassa oli tavanomaiseen kaukoputkeen verrattuna: kuva oli tarkoituksellisesti epätarkka. Tähden kuvasta tuli kuvakennoilla noin 10 kaarisekunnin kokoinen läikkä, jotta kameroiden pikselien valoherkät ominaisuudet tulivat mahdollisimman hyvin hyödynnettyä.

Kepler teki pääohjelman havainnot mittaamalla havaintoalueensa 150 000 tähden kirkkautta jatkuvasti. Suunnitelman mukainen toiminta-aika oli vähintään 3,5 vuotta. Pitkähkö toiminta-aika oli tarpeen, sillä jokaiseen varmasti tunnistettavaan eksoplaneetan havainnointiin tarvittiin vähintään kolme tai neljä tähden kirkkauden himmenemistä. Auringon kokoisilla tähdillä tämä merkitsee sitä, että eksoplaneetat, jotka sijaitsevat enintään yhden au:n etäisyydellä tähdestään, voidaan havaita.

Kepler-ohjelman eksoplaneetat löytyvät jos tähteä kiertävän eksoplaneetan rata on sellaisessa kulmassa meihin nähden, että se kulkee ajoittain tähden kirkkaan pinnan editse. Tapahtumaa kutsutaan ylikuluksi ja sen aikana tähden kirkkaus vähenee aavistuksen verran, tyypillisesti vain muutaman promillen verran kokonaiskirkkaudesta. Muut eksoplaneetat, ne joiden radat eivät tuo sitä tähden ja meidän väliin, jäävät löytymättä.

Ohjelman päättyminen ja uuden aloittaminen

Kuten kaikilla mekaanisilla laitteilla, niin myös Kepler avaruuskaukoputkella oli rajallinen toiminta-aika. Vaikka osa sen laitteista oli kahdennettu, tämä raja tuli Keplerille vastaan toukokuussa 2013. Tällöin sen suuntaamiseen käytetyistä reaktiopyöristä vaurioitui jo toinen.  Tämä oli pääohjelman loppu, sillä observatoriota ei enää pystytty pitämään suunnattuna havaintoalueeseensa riittävän tarkasti.

Keplerissä oli vaurion jälkeen enää kaksi toimintakykyistä reaktiopyörää. Niitä käyttämällä avaruusobservatoriota pystyttiin suuntaamaan joihinkin tiettyihin, tarkasti valikoituihin alueisiin, mutta niitä piti vuoden kuluessa vaihtaa. Tutkimuksen kannalta menetelmä ei ole ollut aivan yhtä tuloksellinen kuin pääohjelma, mutta joitakin tuloksia kuitenkin on saatu: varmistettuja eksoplaneettoja K2-ohjelman aikana on löydetty 22.

Eksoplaneetta Kepler-452b

Oheisessa taulukossa on tutkimuksissa saadut tiedot ko. eksoplaneetasta. Kaikki muu, mitä planeetasta on kerrottu, on enemmän tai vähemmän arvailujen varassa.

Säde	1,63 × RÅ
Massa	ei tunnettu
Lämpötila (ilman ilmakehän vaikutusta)	265 K (maapallo noin 255 K)
Ylikulun kesto	10,63 tuntia
Kiertoaika (= vuosi)	384,843 vrk
Keskietäisyys tähdestä	1,046 au
Radan kaltevuus näkösäteeseen	89,806 °

Tähti  Kepler-452

Kepler-452 -tähteä on kuvailtu Auringon kaltaiseksi. Näin todellakin on vaikka pieniä eroja on olemassa.

	Kepler-452	Aurinko
Efektiivinen lämpötila	5778 ± 85  K	5785 K
Massa	1,037 × M☉	1,989x1030 kg
Säde	1,110 × R☉	6,69×105 km
Metallisuus [Fe/H]	+ 0,210	~ 0,2
RA	+19 h 44 m 0.89 s
DEC	+44 ° 16 ‘ 39.22 ”
Visuaallinen kirkkaus	13,426	–26,78
Luminositeetti	1,2 × L☉	3,9x1023 kW
Ikä [miljardia vuotta]	n. 6 ±2	n. 4,65
Spektriluokka	G2V	G2V
Etäisyys	n. 1400 ly (430 pc)	1 au

Huomautukset

[1] Eksoplaneettoja on varmistettu kaikkiaan 1 879 ja kandidaatteja on 5 583.

[2] Keplerin kiertoaika Auringon ympäri on 372,5 vuorokautta. Tästä syystä observatorio jää hieman jälkeen maapallosta ja oli neljän vuoden jälkeen noin 0,5 au:n etäisyydellä.