Täydellinen kuunpimennys

Pimentynyt Kuu voi näkyä punaisenruskeana piemmnyksen
syvimmän vaiheen aikana. 

Täydellinen kuunpimennys on nähtävillä syyskuun 28. päivänä aamuna. Pimennyksen alkaessa kello 4.08 Kuun on horisontin yläpuolella ja hyvin näkyvissä lounaisella taivaalla noin 20 asteen korkeudella pimennyksen alkaessa ja noin 11 asteen korkeudessa syvimmän pimennyksen aikaan.

Pimennyksen kulku on seuraava:

3.11.47 puolivarjopimennys alkaa
4.07.11 puolivarjopimennys on täydellinen ja täysvarjopimennyksen soittainen vaihe alkaa

5.11.10 täysvarjopimennys on täydellinen

5.48.16 pimennyksen puoliväli ja pimennys on syvin

6.23.05 täysvarjopimennyksen täydellinen vaihe päättyy

7.27.03 puolivarjopimennyksen osittainen vaihe alkaa
8.22.27 puolivarjopimennys päättyy

Kuu laskee horisonttiin Tampereen horisontin mukaan kello 7.32.

Tämänkertaiseen kuunpimennykseen liittyy sinällään merkityksetön yksityiskohta, mutta koska se tulee olemaan ”otsikko” tiedotusvälineissä, niin tulkoon mainituksi. Syyskuun 28 päivän täysikuu (kuunpimennykset tapahtuvat vain täysikuun aikaan) on niin sanottu ”superkuu” [1]. Tällä tarkoitetaan täysikuuta, joka näkyy Kuun ollessa ratansa lähimmän pisteen (perigemium) läheisyydessä. Kuun etäisyys voi superkuun aikana poiketa enintään 10 %  perigemiumista lyhimmän ja pisimmän etäisyyden välisestä erosta, eli Kuun täytyy sijaita enintään 361 430 km etäisyydellä Maasta. Tällä kertaa Kuun etäisyys maapallon keskipisteestä on 356 878,2 km (perigeum 356 400 km).

Kuun väri täydellisen pimennyksen syvimmän vaiheen aikana kiinnostaa tähtiharrastajia. Kuun väri johtuu auringonvalosta, joka suodattuu maapallon ilmakehän kautta. Jos maapallolla ei olisi ilmakehää, pimennyksen aikana Kuu olisi täysin pimeänä. Ilmakehän läpi suodattuva auringonvalon väri on punainen samasta syystä kuin auringonlaskut ovat punaisia; valon muut (lyhyemmät) aallonpituudet sirottuvat ja jäljelle jää pitkäaaltoinen punainen valo.

Ilmakehän kunto määrittää Kuun kirkkauden ja värin syvimmän pimennyksen aikana. Jos ilmakehässä on paljon pölyä, esimerkiksi tulivuorten tuhkaa, pimentynyt Kuu näkyy hyvin tummana, sillä pölyhiukkaset estävät myös punaisen valon ilmakehän läpäisyä sitä enemmän mitä enemmän pölyä on.

Kuun kirkkaudelle on kehitetty useita eri asteikkoja, mutta kaikkein yleisin käytössä olevista on Danjon asteikko. Asteikko on viisiportainen seuraavasti:

0  Erittäin syvä pimennys; Kuu ei juuri erotu taustataivaasta.

1  Kuu tummanharmaa tai ruskea. Kuun pinnan yksityiskohdat näkyvät hädin tuskin.

2  Kuu tummanpunainen tai ruosteenruskea. Päävarjon (umbra) keskiosa on tumma, vaikka reunasaattaakin olla kirkkaampi.

3  Kuu tiilenpunainen. Umbran reuna yleensä kirkas tai keltainen.

4  Kuu kirkas, väriltään kuparinpunainen tai oranssi. Umbrassa näkyy kirkas sininen reuna.

Kuun katseleminen ja valokuvaaminen pimennyksen aikana on turvallista [2]. Havaintovälineeksi omien silmien lisäksi kelpaavat kaikki kiikarit, kaukoputket ja kameran erilaiset optiikat. Kiikari olisi järkevä kiinnittää kamerajalustaan etenkin silloin kun samoja kiikareita käyttää useampi henkilö ja etenkin jos mukana on lapsia. Tällöin kiikareita ei tarvitse suunnata erikseen Kuuhun kiikarin vaihtaessa käyttäjää.

Jos haluat valokuvat kuunpimennystä, tarvitset yleensä järjestelmä- tai superzoomilla varustetun puolijärjestelmäkameran. Lisäksi tarvitset kamerajalustan ja etä- tai lankalaukaisimen. Kameran herkkyydeksi olisi valittava suhteellisen suuri ISO-arvo, esimerkiksi ISO 500 – 1250 voi olla sopiva, sillä täysin pimentynyt Kuu on suhteellisen himmeä kohde ja pienillä herkkyyksillä valotusaika kasvaa niin pitkäksi, että seuranta voi osoittautua välttämättömäksi. Seurannan tarve riippuu kuitenkin valotusajan lisäksi käytetyn optiikan polttovälistä. Kameran herkkyyttä ei kuitenkaan pidä valita tarpeettoman suureksi, sillä kyseessä on sähköinen vahvistaminen ja se vahvistaa myös kohinaa. Toisin sanoen, suuret ISO-arvot tuovat kennon kohinan näkyville kuvaan. Kuunpimennys etenee kuitenkin niin hitaasti, että useita eri herkkyyksiä voi kokeilla kunkin pimennysvaiheen aikana.

Kuunpimennys näkyy matalalla länsitaivaalla. Tämä antaa valokuvaajille mahdollisuuden sommitella kuvaan muutakin kuin pelkästään Kuun. Tällöin pitää käyttää joko lyhyttä tai enintään keskimittaista teleobjektiivia, jotta kuvakenttä olisi riittävän laaja esimerkiksi etualan mielenkiintoisille yksityiskohdille ja maisemalle. Samalla myös törmätään kuvan syväterävyysalueeseen: syväterävyys on kapea ja samaan kuvaan ei saa hyvin lähellä kameraa olevia kohteita ja Kuuta terävänä. Jos etualalla on jotakin yksityiskohtia, niiden tulisi olla teräviä ja pimentynyt Kuu taka-alalla ”pehmeä”.  Tosinkin päin voi kokeilla tai etsiä sopivaa sommitelmaa.

Nasa on julkaissut pdf-sivun pimennyksen yksityiskohdista. Se löytyy osoitteesta

http://eclipse.gsfc.nasa.gov/LEplot/LEplot2001/LE2015Sep28T.pdf

Huomautukset


[1] Superkuu käsite ei liity mitenkään tähtitieteeseen vaan on astrologi (=tähdistäennustaja) Richard Nolle'n vuonna 1979 lanseerama ja siihen liittyy uskomuksia siitä, että Kuun ja Auringon ollessa samalla linjalla vuorovesivoimat ovat niin voimakkaita, että ne aiheuttavat maanjäristyksisä ja tulivuorenpurkauksia tavallista enemmän ja neovat tavallista voimakkaampia. Sanomattakin on selvää, että mitään tieteellistä näyttöä väitteiden tueksi ei ole.

[2] toisin kuin Auringon katseleminen auringonpimennyksen aikana, jolloin tarvitaan riittävä suodatus.

Oliko aurinkokunnassa viides jättiplaneetta?

Viides jättiplaneetta aurinkokunnassamme olisi teorian
mukaan poistunut tähtitenväliseen avaruuteen. Kuva NASA/JPL.

Aurinkokunnassamme on neljä jättiplaneettaa [1] ja neljä pienikokoista kiviplaneettaa [2]. Näin ei kuitenkaan ole aina ollut, sillä aurinkokuntamme historiassa on tapahtunut merkittäviä rakenteellisia muutoksia, esimerkiksi maapallon kuun (Luna) syntyminen törmäyksen seurauksena.

Tutkijoiden näkemyksen mukaan on olemassa huomattavia vaikeuksia selittää koko aurinkokuntamme rakenne, sillä tietokonesimulaatiot eivät luontevasti synnytä nykyistä aurinkokuntaamme. Tutkijat ympäri maapallon ovat pyrkineet löytämään ratkaisua ongelmaan. Näiden tutkijoiden joukossa on myös tohtori David Nesvorny (Southwest Research Institute, Boulder, Colorado). Hän julkaisi vuonna 2011 tutkimuksen, joka perustui tuhansiin tietokonesimulaatioihin, jonka mukaan aurinkokunnassamme on ollut sen syntyvaiheiden aikana viides jättiplaneetta.

Uusimpien simulaatioiden [3] perusteella Nesvorny päättelee, että varhaisessa vaiheessa aurinkokuntamme historiassa viides jättiplaneetta olisi törmännyt [4] Neptunukseen, muuttanut sen rataa ja se itse olisi poistunut aurinkokunnastamme tähtienväliseen avaruuteen. Nesvornyn simulaatiomallin mukaan Kuiperin vyön kappaleet olisivat olleet hyvin tiukasti sidottuja Neptunukseen, mutta törmäyksen seurauksena ne olisivat siirtyneet nykyiselle paikalleen kauas Neptunuksen radan ulkopuolelle.

Nesvornyn ajatus saa tukea muilta tähtitieteilijöiltä, mm. tohtori J. J. Kavelaars (Dominion Astrophysical Observatory, Victoria, Brithish Columbia) kertoo Sciense lehdelle, että Nesvornyn malli selittää hyvin nykyisen aurinkokuntamme monista rakenteista.

Huomautukset

[1] Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Näitä planeettoja kutsutaan usein myös kaasuplaneetoiksi, mutta nimitys ei ole oikea. Tarkkaan ottaen planeettojen massasta vain murto-osa aineesta on kaasumaisessa olomuodossa ja suurin osa on nestettä. Lisäksi niiden ydin ajatellaan muodostuneet kivestä ja metalleista, joiden olomuodosta ei ole täyttä varmuutta. Lämpötilan puolesta ytimen aineen pitäisi olla sulassa tilassa mutta korkea paine voi pitää ytimen materian kiinteässä olomuodossa.

[2] Merkurius, Venus, Maa ja Mars. Pitäisikö näitä planeettoja kutsua kiinteiksi planeetoiksi, vai kivi-metalli- tai pelkästään metalliplaneetoiksi? Jälkimäinen nimitys olisi paikallaan ainakin Merkuriuksen osalta, sillä eräät tutkimukset ovat osoittaneet planeetan menettäneen suurimman osan kivimateriaalisesta pintakerroksestaan ja jäljelle jäänyt taivaankappale koostuu suurimmaksi osaksi metallista.

[3] Tutkimus julkaistiin elokuun 10. päivänä The Astronomical Journal -tiedejulkaisussa.

[4] Aikaisemmat tutkimukset ja tietokonesimulaatiot ovat osoittaneet, että kaikkien jättiplaneettojen radat ovat siirtyneet jonkin verran. Merkittävin muutos radoissa olisi tapahtunut Uranuksen ja Neptunuksen ratoihin, jotka olisivat vaihtaneet paikkaa keskenään. Törmäys ei välttämättä ole tarvinnut olla kirjaimellinen, vaan Neptunuksen radan muuttumiseen on riittänyt hyvin läheinen yksi tai useampi ohitus. Tällöin energiaa olisi siirtynyt ohittavalle planeetalle ja se olisi sinkoutunut pois aurinkokunnasta. Neptunus olisi energian menettämisen seurauksena siirtynyt sisemmälle radalle ja muiden jättiplaneettojen radat olisivat kokeneet merkittäviä muutoksia.

Eksoplaneetta takapihalla

Maata hieman suuremman eksoplaneetan radallaan pitävä
tähti HIP 114622 tai HD 219134  on merkitty punaisella
tunnuksella. Kuva Kari A. Kuure.

Eksoplaneettojen etsiminen jatkuu kiivaana vaikka Kepler-observatorio alkaa olla havaintonsa tehnyt. Tuorein löytö [1] tuo eksot aivan meidän takapihalle, sillä etäisyyttä HD 219134b:n  on vain 21 valovuotta. Planeetta kiertää tähteään Cassiopeian tähdistössä. 

Kaikkein lähin ekso on kuitenkin vain 14,8 valovuoden etäisyydellä, mutta sen massa on 11,8-kertaisesti maapallon massa, joten sen rakenne ja koostumus ovat arvoitus. Luultavasti se on lähinnä Neptunusta muistuttava planeetta.

HD 219134b on maapallon kaltainen kiviplaneetta, sillä sen massa on 4,5- ja koko 1,6-kertainen maapalloon verrattuna. Tiheydeltään se on vain hieman suurempi kuin maapallon keskitiheys eli noin 6 000 kg/m³.

Tähtiharrastajat voivat tehdä havaintoja eksosta, sillä se kiertää tähden noin kolmen vuorokauden kiertoajalla. Vaikka tähden rata onkin kallistunut näkösäteeseemme nähden, se kuitenkin kulkee kiertämänsä tähden editse ja peittää osan sen tähden säteilemästä valosta. Ylikulku näkyy siis tähden vähäisenä himmenemisenä. Himmenemisen voi tosin havaita vain sarjasta valokuvia ja tekemällä tarkat astrometriset mittaukset kuvista.

Tähti HD 219134 [2] on suhteellisen himmeä ja pieni tähti verrattuna Aurinkoon. Tähden spektriluokka on K3V mikä tarkoittaa sitä, että tähti on oranssinpunainen, massaltaan ja halkaisijaltaan noin 80 % Auringosta. Tähden luminositeetti on vain 28 % Auringon luminositeettiin verrattuna ja efektiivinen lämpötila 4710 K. 

Visuaalisesti näemme tähden 5,6^m kirkkaudella, joten pimeässä paikassa se on mahdollista nähdä paljain silmin tai pienellä kiikarilla. Tähdellä on ikää noin 12,5 miljardia vuotta. Eksoplaneetoista kiinnostuneiden mieltä kiihottaa myös kolmen muun eksoplaneetan löytyminen samasta järjestelmästä. Ne ovat kuitenkin jonkin verran kauempana tähdestään kuin b-planeetta.

Huomautukset

[1] Löytö tehtiin italialaisella 3,58 m Galileo National kaukoputkella La Palmalla Kanariansaarilla käyttäen HARPS-North (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher for the Northern hemisphere) spektrometriä mittaamalla planeetan aiheuttamat heilahtelut tähden säteisnopeudessa.

[2] Tähti tunnetaan myös tunnuksilla HR 8832, HIP 114622, TYC 4006-01866-1, NSV 14458, TDSC 63405 ja WDS 23133+5710. Näistä viimeinen viittaa tähden koordinaatteihin taivaalla.

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.

Hiilivetyutua ja tholinia

Utukerroksia Pluton ilmakehässä.

Nasa julkaisi uusimpia tutkimustuloksia joita on tehty New Horizons -luotaimen tuottamasta datasta. Merkittävämpänä löytönä voidaan pitää Pluton aina 130 km korkeudella ilmakehässä leijuvaa utua, joka on kerrostunut kahdeksi tiheämmäksi kerrokseksi 80 km ja 50 km korkeuksiin.

Utu on kemiallisesti hiilivetyjä, jotka ovat syntyneet ultraviolettivalon vaikutuksesta metaanista. Metaani  (CH₄) pilkkoutuu uv-fotonin osuessa siihen ja sitoutuu kemiallisesti toisien pilkkoutumistuotteiden kanssa monimutkaisemmiksi hiilivedyiksi kuten etyleeniksi (C₂H₄) ja asetyleeniksi (C₂H₂). Raskaampina molekyyleinä nämä hiilivedyt laskeutuvat alemmaksi Pluton ilmakehässä ja tiivistyvät erittäin kylmissä olosuhteissa uduksi. Ultraviolettivalo jatkaa edelleen näissä kerroksissa molekyylien muokkaamista vielä monimutkaisimmiksi hiiliyhdisteiksi, tholiniksi, joka puolestaan laskeutuu lopulta Pluton pinnalle ja antaa tälle sen punertavan sävyn.

Tutkijat osasivat odottaa utukerroksen esiintymistä, mutta aikaisemmat laskelmat osoittivat ilmakehän olevan liian lämmin yli 30 km korkeudella udun syntymiseen.  Tutkijat joutuvatkin kehittelemään tai ainakin hiomaan olemassa olevia malleja selittäessään nyt tehdyt havainnot.

Tutkimukset Charonin ilmakehästä ei vielä ole onnistuneet        
osoittaamaan sen olemassa oloa.

Pluton ilmankehän paine pinnalla ei vielä osoita ”romahtamisen” merkkejä, pikemminkin päinvastoin. Pluto oli ratansa perihelissä vuonna 1989 ja ilmakehästä on tehty havaintoja sen jälkeen 2000-luvun alkupuolella. Silloin havainnot osoittivat ilmanpaineen kohonneen. Nyt New Horizons -luotaimella tehdyt havainnot osoittavat edelleen korkeampaa ilmanpainetta. Havainnot ilmanpaineesta muodostavat nousevan suoran, joka ei vielä ole taittunut. Luonnollisesti Pluton etääntyessä aina vain kauemmaksi Auringosta, sen ilmakehänpaineen nousu täytyy taittua laskevaksi aivan lähivuosina.

New Horizons lensi myös Charonin takaa Auringosta katsottuna, jolloin luotain teki havaintoja myös mahdollisesta Charonin ilmakehästä. Toistaiseksi kaikkea mittausdataa ei ole saatu vielä Maahan, mutta ensimmäiset tulokset eivät osoita ilmakehän olemassa oloa.

Tästä kuvasta voi helposti erottaa Sputnik-tasangon virtaavan
jäätikön.

Tombaugh Region  Sputknik-tasangon virtaava jää muistuttaa virtaavia jäätikköjä Maassa.  Sputnik-alueella on jäätä, joka on muodostunut typestä, hiilimonoksidista ja metaanista. Toistaiseksi tutkijoilla ei ole selkeää käsitystä mikä saa jään virtaamaan ja mistä se saa energiansa. Lämpötila alueella on 46 K (-227 °C). Virtaava jää peittää alleen alueen reunoilla vanhempaa ja samalla karkeampaa pintaa. Ilmiö näkyy selkeästi korkean erotuskyvyn kuvissa.

Kaikki kuvat: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.