Rosetta ”herätetään talviunesta”

Taiteilijan näkemys Rosettasta
Komeetan kiertoradalla.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) Rosetta-luotain käynnistetään kolmenkymmenenyhden kuukauden[1] valmiustilasta maanantaina 20. tammikuuta puoliltapäivin Suomen aikaa. Valmiustilaa on kutsuttu "talviuneksi" (hibernation) ja käynnistystä ”herätykseksi”. Käyttöönotto liittyy siihen, että luotain on hiljalleen lähestymässä varsinaista kohdettaan komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenko’a, jonka se saavuttaa ensi elokuussa[2].

Käynnistys tapahtuu luotaimen päätietokoneeseen ohjelmoidun aikataulun mukaan. Ensimmäisenä laitteisiin kytketään sähkövirta tähtisuuntimien ja muiden tärkeiden laitteiden lämmittimiin, jotta laitteistot voisivat toimia nimellislämpötilassaan. 

Luotain on tällä hetkellä lähes Jupiterin radan etäisyydellä Auringosta[3] ja se vastaanottaa vain muutaman prosentin verran siitä Auringon valosta ja lämmöstä minkä se saisi maapallon etäisyydellä. Luotaimen laitteet ovat siis hyvin kylmiä ja ilman lämmitystä ne eivät yksinkertaisesti toimisi. Suurin jännitysmomentti onkin juuri laitteiden kunto, ovatko ne selvinneet pitkästä ”talviunestaan”.

Käyttöotto tapahtuu tarkassa järjestyksessä: ensimmäisenä kytketään tähtisuuntimien lämmitys. Lämmitysvaiheen kesto on noin 6 tuntia. Seuraavaksi luotaimen pyörimistä hidastetaan ja aurinkokennot suunnataan kohti Aurinkoa.  Seuraavaksi luotaimen hidas pyöriminen aloitetaan ja tähtisuuntimien avulla luotaimen asento ja sijainti määritetään. Tämän jälkeen luotain ja suuretehoantenni ovatkin valmiita käännettäväksi kohti maapalloa. 

Viimeinen tehtävä on lähettää käynnistymisestä kertova radioviesti Maahan, jonka se tavoittaa noin 45 minuutin kuluttua[4]. Signaalin odotetaan saapuvan kello 19.30–20.30 välisenä aikana Suomen aikaa.

Rosettan käyttöönottoa voi seurata suorana lähetyksenä ESA LIVE -sivustolta

http://www.esa.int/spaceinvideos/esalive

tai

http://www.livestream.com/eurospaceagency

ja suora striimaus alkaa kello 11.15 Suomen aikaa maanantaina 20.1.2014. Jälkimmäisestä linkistä voi seurata jo nyt ESAn komeettatutkimuksesta kertovia videoita.

Huomautukset

[1] Luotain vaivutettiin ”talviuneen” 8.6.2011.

[2] kts. Rosetta lähestyy kohdettaan blogiartikkelia

[3] 673 000 000 km

[4] Rosettan ”herättämisvideo” löytyy tästä linkistä

http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/2013/12/How_Rosetta_wakes_up_from_deep_space_hibernation

Tähti jollaista ei pitäisi olla

Kuvan keskellä oleva nuoli
osoittaa tähteen, jollaista
ei pitäisi olla olemassa.
Kuva ESO/SDSS2.

Tähtien koko ja kemiallinen koostumus vaihtelevat hyvin paljon. Helposti voisi ajatella, että kaikenlaiset tähdet ovat mahdollisia, mutta joitakin rajoituksia kuitenkin on. Näin siis teoriassa, käytännössä rajoitukset näyttävän rikkoutuvan.

Leijonan tähdistössä oleva tähti SDSS J102915+172927[1] on yksi näistä poikkeuksellisen erikoisista tähdistä. Poikkeama yleisestä linjasta on niin suuri, että tällaista tähteä ei pitäisi edes olla olemassa. Tähden erikoisuus on siinä, että se on massaltaan noin 0,8 auringonmassainen ja kemiallisesti se koostuu vain vedystä ja heliumista. Spektritutkimuksissa näiden kahden alkuaineen lisäksi tähdestä löytyy vain äärimmäisen pieni määrä[2] kalsiumia.

Tähtitieteessä vetyä ja heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan yhteisellä nimellä ”metallit”. Alkuräjähdyksen jälkeen maailmankaikkeudessa metalleja ei juuri ollut, ainoastaan litiumia (ja berylliumia) oli aavistuksen verran. Näin ollen ensimmäiset tähdet olivat ”metalliköyhiä” ja nykyisen käsityksen mukaan valtavan kokoisia[3].

Suuren massansa vuoksi ensimmäiset tähdet päätyivät supernoviksi hyvin nopeasti ja supernovan räjähdyksessä syntyvät raskaat alkuaineet joutuivat myöhemmin syntyneisiin tähtiin, joista ne ovat edelleen havaittavissa. Metallit rikastuivat tähtisukupolvesta toiseen ja kaikkein nuorimmat tähdet ovat ”metallirikkaita”.

SDSS J102915+172927 -tähti on siis ”metalliköyhä” ja niinpä tutkijat ovat päätelleet sen iäksi jopa 13 miljardia vuotta. Tähti on massaltaan niin pieni, että sen muodostuminen nykyisten teorioiden valossa olisi mahdotonta. Tähdet muodostuvat avaruuden kaasu- ja pölypilvissä luhistumalla. Luhistuminen kuitenkin kohottaa ytimen lämpötilaa ja painetta niin nopeasti, että tiivistyminen päättyisi jo ennen kuin tiivistymiskeskuksesta olisi tullut oikea tähti, jos sen koostumus ei ole oikeanlainen. 

Jotta luhistuminen voisi jatkua tähden muodostumiseen asti, ytimestä täytyisi poistaa ylimääräistä energiaa säteilemällä infrapunaisella aallonpituudella. Metalliköyhissä tähdissä ei kuitenkaan ole ainetta, joka voisi tehdä sen riittävän tehokkaasti. Ylimääräisen energian säteilijöinä toimivat metallit, erityisesti tiivistymisen alkuvaiheessa vesihöyry ja myöhemmin muut raskaammat a metallit. 

SDSS J102915+172927 -tähdessä ei ole edes sen vertaa litiumia, että se voitaisiin havaita. Tämä on kummalista, sillä havainto ei ole selitettävissä kuin sillä, että litium on tuhoutunut tähden toiminnan seurauksena. Toisaalta, näin kevyellä tähdellä ei ole olemassa mekanismia litiumin tuhoamiseen. Mysteeri siis vaatii kovasti työtä ratketakseen. SDSS J102915+172927 -tähti ei ole ainoa omassa luokassaan, sillä tutkijat ovat löytäneet muutamia vastaavia tähtiä muitakin[4], joista osa on vielä pienempimassaisia.

Huomautukset

[1] SDSS luettelo on Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ja numero muodostuvat kohteen koordinaateista.

[2] noin 1/20 000 Auringon kalsiummäärästä.

[3] Ensimmäisten tähtien massa on esitetty kasvaneen hyvin suureksi lähinnä maailmankaikkeuden täyttäneen aineen nykyistä korkeammasta lämpötilasta johtuen. Tietokonesimulaatiot osoittavat, että silloin olisi mahdollista syntyä useita satoja kertoja Aurinkoa massiivisempia tähtiä. 

Toisaalta jotkut tutkijat ovat esittäneet, että ensimmäiset tähdet olisivat olleet hyvin pieniä, joiden tiivistymiseen maailmankaikkeuden pimeä aine olisi vaikuttanut tavalla tai toisella. Tällaisia tähtiä sen paremmin kuin jättimäisiä (ensimmäisiä) tähtiä ei kuitenkaan ole havaittu.

[4] Populaatio III tähtiä, esimerkiksi HE0107-5240 ja HE1327-2326 joiden metallipitoisuudet ovat 1/200 000 ja 1/300 000 Auringon metallipitoisuudesta.

Ensiyönä täysikuu näkyy pienempänä kuin vuoteen

Ensiyönä [1] tapahtuvan täysikuu on pienin pitkiin aikoihin. Pienuudella tässä tarkoitan Kuun näennäistä kokoa, joka on vain 29,48 kaariminuuttia. Matkaa Kuuhun on 405 305 km, joka on lähellä suurinta mahdollista etäisyyttä 406 700 km.

Kuun näennäisen koon vaihtelu johtuu tietysti siitä, että Kuun rata maapallon ympäri ei ole ympyrä vaan soikea. Radan lähin piste[2] on 356 400 km etäisyydellä ja radan etäisin piste[3] on 406 700 km etäisyydellä maapallosta. Radan keskietäisyys on 384 400 km.

Kuun etäisyyden vaihtelu vuoden
aikana. Kuva Kari A. Kuure.

Ensiyön täyden kuun jälkeen noin kuukauden välein toistuvien täysikuiden etäisyydet ovat hieman lyhyempiä kuin edellinen kunnes ensi elokuussa (10.8.2014 kello 18.09) täydenkuun etäisyys on vain 356 708 km, siis hyvin lähellä lyhyintä mahdollista etäisyyttä. Tällöin Kuun näennäinen koko on suuri; 33,5 kaariminuuttia[4].

Täysikuun näennäisen koon vaihtelu on merkittävä, sillä se on noin 15 % keskikoon molemmin puolin, tai 12,4 % pienimmästä ja 14,1 % suurimmasta koosta. Valitettavasti emme voi muistinvaraisesti havaita tätä, mutta valokuvaamalla samalla laitteistolla nyt ensiyönä ja uudelleen elokuussa Kuun näennäisen koon vaihtelu tulee selkeästi esille.

Huomautukset

[1] 16.1.2014 kello 4.52

[2] perigeum

[3] apogeum

[4] Amerikkalaiset kutsuvat tätä täysikuuta ”superkuuksi” .

Pimeän aineen arvoitus syvenee

Pimeän aineen massiivisimmat keskittymät
on galaksien ympäristöissä. Uusimpien oletusten
mukaan pimeää ainetta voisi olla jopa
renkaana maapallon ympäristössä.
Kuva Nasa.

Nykyisen käsityksen mukaan pimeää ainetta on vähintään nelinkertainen määrä näkyvään aineeseen verrattuna. Mitä pimeä aine on, sitä emme vielä tiedä, mutta sen on todettu muodostavan laajoja pilviä galaksien ympäristöön. Jonkin verran pimeää ainetta on arveltu olevan myös galaksien sisäisessä avaruudessa ja jopa jonkin verran tähdissä. Pimeän aineen tiheys ei kuitenkaan ole pidetty niin suurena, että sen gravitaatiovaikutukset näkyisivät yksittäisissä tähdissä tai planeettakunnissa.

Nyt käsitys näyttäisi olevan uudistamisen tarpeessa. Tutkija Steve Adler (Institute of Advanced Studies in Princeton, New Jersey) julkaisi vuonna 2009 tutkimuksen[1], jonka mukaan pimeä aine voisi olla se tuntematon tekijä, joka kiihdyttää tai hidastaa satunnaisesti maapallon ohilentojen tekevien aurinkokuntaluotainten ratanopeutta[2]. Tutkimuksen mukaan pienen mittakaavan keskittymissä (tähtien ympäristöissä) pimeän aineen tiheys pitäisi olla suurempi kuin galaksiavaruudessa ja planeettojen ympäristössä vielä suurempi kuin tähtien ympäristöissä.

Ben Harris (University of Texas at Arlington) kiinnostui tutkimaan sitä, vaikuttaisiko pimeän aineen keskittyminen maapallon ympäristöön myös satelliittien ja ohilentoja suorittavien luotainten ratanopeuksiin. Hänen mielenkiintonsa kohteena oli erityisesti paikannussatelliitit (GPS, GLONASS ja Galileo), joiden radoista hän kokosi tietoja yhdeksän kuukauden ajalta. Hän laski maapallon massan kunkin satelliitin ratatietojen perusteella. 

Tulos oli mielenkiintoinen; maapallon massa näytti olevan 0,005–0,008 % suurempi kuin IAUn virallinen arvo. Lisäksi pimeä aine näyttäisi muodostavan kiekon maapallon ekvaattoritasolle: kiekon paksuus olisi noin 191 km ja halkaisija noin 70 000 km. Tulos on alustava, sillä siihen ei vielä ole otettu huomioon kaikkia mahdollisia (häiritseviä) tekijöitä. Asiaa tutkittiin myös Nasan Juno-luotaimen[3] tehdessä ohilennon viime lokakuussa[4]. Tulosten mukaan Juno ohitti maapallon kuten ennakoitiin.

Jos Harrisin ajatus olisi oikea, niin pimeän aineen olemassa oloa voitaisiin tutkia satelliittien tarkkojen ratatietojen avulla. Erityisesti voitaisiin tutkia sitä, miten pimeän aineen hiukkaset vuorovaikuttavat keskenään? Kysymys on oleellinen, sillä ilman keskinäistä vuorovaikutusta pimeän aineen hiukkaset vajoaisivat galaksien ytimiin, tähtiin ja planeettoihin. Näin ei selvästikään ole, joten jonkinlainen vuorovaikutusmekanismi täytyy olla olemassa. Tämä saattaa myös merkitä sitä, että pimeä aine koostuu useita eri hiukkastyypeistä ja useista erilaisista vuorovaikutusmekanismeista[5].

Huomautukset

[1] Can theflyby anomaly be attributed to earth-bound dark matter?

[2] ESA etsii kosmista anomaliaa

[3] Juno on Nasan Jupiterin järjestelmää havainnoimaan lähetetty luotain, joka laukaistiin pitkälle matkalleen 5. elokuuta 2011.

[4] Juno suojatilaan ohilennon aikana

[5] James Bullock (University of California, Irvine)

Rosetta lähestyy kohdettaan

Rosetta ja Philae komeetan
kiertoradalla. Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestö (ESA) laukaisi avaruusluotaimen pitkälle matkalleen maaliskuun 2. päivänä 2004. Luotaimen nimi on Rosetta[1] ja sen päämäärä on asettua komeettaa 67P/Churyumov-Gerasimenko kiertävälle radalle tämän vuoden elokuussa. Rosetan mukana on laskeutumisosa (Philae), joka lähestyy ja yrittää kiinnittyä komeetan jäiseen ytimeen marraskuussa. Jos kaikki menee suunnitelmien mukaan Rosetta ja Philae tekevät havaintoja komeetan lähestyessä periheliään, jonka se saavuttaa 13. elokuuta 2015. Päätettävä päättyy 31.12.2015.

Rosetan pitkä ”talviuni”[2] päätetään parin viikon kuluttua tammikuun 20. päivänä. Tällöin sen havaintolaitteet käynnistetään ja niille tehdään tarkistustestit. Jos ongelmia ei esiinny, kaiken pitäisi olla valmista komeetan kohtaamiseen ja sen kiertoradalle asettumiseen hyvissä ajoin ennen elokuuta.

Rosetta ei ole ollut koko matkansa kymmentä vuotta sammutettuna, vaan se on tehnyt mittauksia ja havaintoja aina tilaisuuden tullessa. Useimmin sen laitteistot ovat olleet käytössä Maan ja Marsin lähiohitusten aikana[3]. Matka-aika muodostui alun perin suunniteltua pidemmäksi, sillä luotaimen alkuperäisenä kohteena li komeetta 46P/Wirtanen[4].

Maan ja Marsin lähiohituksilla muutettiin luotaimen rataa. Ilman niitä Rosettan olisi ollut mahdotonta saavuttaa komeetta. Lähiohitusten lisäksi Rosetta teki kaksi asteroidin ohitusta, joiden aikana luotain teki mittauksia ja otti valokuvia[5].

Rosetta saavuttaa komeetta 67P/Churyumov-Gerasimenko’n ensi elokuussa. Luotain asettuu komeettaydintä kiertävälle radalle, jossa seuraa komeettaa sen ohittaessa ratansa perihelin.

Philae komeetan pinnalla. Kuva ESA.

Kiertoradalle asettumisen jälkeen seuraava kriittinen tapahtuma on Philae’n irrottautuminen ja laskeutuminen komeetan jäiselle pinnalle. Ytimen massa ja siitä johtuva gravitaatio on niin pien, että laskeutuminen on käytännössä telakoitumista. Jotta Philae pysyisi komeettaytimellä, sen täytyy kiinnittyä siihen. Tätä tarkoitusta varten laskeutumisosan laskutelineissä on jääruuvit, jotka kairaituvat komeetan jäisen pintaan heti laskeutumisen tapahduttua. Jotta kairautuminen mahdollistuisi, laskeutumisosassa on pieni kaasusäiliö ja suutin, josta purkautuvan kaasun reaktiovoima painaa luotaimen komeetta vasten.

Luotaimet toimivat suunnitelmien mukaan koko periheliohituksen ajan aina vuoden 2015 loppuun. Tänä aikana komeetta ja molemmat luotaimet päätyvät takaisin Jupiterin radan tutumaan.

Rosetta on huomattava kansainvälinen yhteistyöprojekti. Koko projektin kustannus on noin miljardin euron luokkaa. Mukana ovat lähes kaikki ESAn jäsenvaltiot ja näiden lisäksi USA, Kanada ja Australia. Suomesta mukana on Patria Finavitec, joka perinteisesti on toimittanut tutkimuslaitteistojen virran- ja tehonhallintaelektroniikkaa. Ilmatieteenlaitoksen planeettattutkimusryhmä on osallistunut kuuden havaintoinstrumentin suunnitteluun ja rakentamiseen. Näiden lisäksi peräti 45 suomalaista alihankkijaa on ollut osallisena projektissa.

Huomautukset

[1] Rosetta: Massa laukaistaessa 2900 kg, Philae 100 kg, koko 2,8×2,1×2,0 m, aurinkopaneelit 14 m pitkiä. Aurinkopaneelien pinta-ala on 64 m². Suuri pinta-ala on tarpeen, sillä Auringon säteilyteho Jupiterin radan tuntumassa on vain noin 4 % siitä mitä se on maapallon kohdalla. 

Rosetassa on kaikkiaan 11 tutkimusinstrumenttia ja Philaessa 9 tutkimusinstrumenttia. Luotaimen tarkoituksena on koota riittävästi havaintoja komeetan lähestyessä ratansa periheliä, jotta tutkijat voivat ymmärtää kaikkea sitä mitä tapahtuu komeetassa radan tässä vaiheessa.

[2] "Talviuni" (engl. hibernation) tarkoittaa luotainten tutkimuslaitteiden asettamista energiansäästötilaan, jolloin ainoastaan toimintakunnon yläpitoon liittyvät toiminnot ovat käytössä. Näitä toimintoja ovat lämmitys ja ongelma- ja vikatilojen valvonta.

[3] Lähiohitukset tapahtuivat: 4. maaliskuuta 2005 ensimmäinen Maan ohitus, 25. helmikuuta 2007 Marsin ohitus, 13. marraskuuta 2007 toinen Maan ohitus, 5. syyskuuta asteroidi 2867 Steins’n ohilento, 13. marraskuuta 2009 kolmas Maan ohilento, 10.heinäkuuta 2010 asteroidin 21 Lutetia’n ohilento, 8.6.20011–20.1.2014 luotain oli "talviuni"-tilassa.

[4] Ariane 5 ECA -kantoraketin ongelmien vuoksi joulukuussa 2002 luotaimen laukaisua päätettiin lykätä, jolloin kohteen laukaisuikkuna tammikuussa 2003 sulkeutui. Jos suunnitelma olisi toteutunut, Rosetta olisi kohdannut 46P/Wirtasen vuonna 2011.

[5] Ensimmäinen asteroidin ohitus tapahtui 5. syyskuuta 2008. Silloin Rosetta ohitti 2867 Steins -asteroidin välimatkan ollessa lyhyimmillään vain 802,6 km. Ohitus tapahtui asteroidin valaistulta puolelta, joten luotain pystyi tekemään havaintoja ja ottamaan valokuvia koko ohituksen ajan. Ohituksen aikana Steins oli 2,14 au etäisyydellä Auringosta ja 2,41 au etäisyydellä Maasta. Kuvien paras erotuskyky oli parempi kuin 2 km.

Toinen asteroidin lähiohitus tapahtui 10. heinäkuuta 2010. Tällöin Rosetta ohitti 21 Lutetian, joka on Steinsä kymmen kertaa suurempi. Lutetian mitat ovat 126×103×95 km. Lähin etäisyys asteroidiin oli 3162 km.