Antropogeeninen muutos Van Allenin vyöhykkeissä

Van Allenin vyöt muodostuvat kahdesta tai kolmesta kerroksesta.
Useimmat satelliitit joutuvat lentämään ainakin osan
kierroksesta maapallon ympäri säteilyvöiden alaosassa.
Kuva NASA.

Avaruusajan alussa 1950-luvulla^[1] James Van Allen johti tutkimusryhmää, joka havaitsi maapallo ympäröivät säteilyvyöt. Niitä ryhdyttiin kutsumaan Van Allenin vöiksi. Vyöhykkeillä on runsaasti sähkövarattuja hiukkasia: elektroneja ja protoneja. Tästä syystä vyöhykkeet ovat hyvin vaativia paikkoja esimerkiksi satelliiteille ja jopa miehitetyille avaruuslennoille. Miehitetyt avaruuslennot Kuuhun kulkivat kuitenkin vöiden läpi hyvin nopeasti, joten miehistön saama säteilyannos ei kohonnut kovinkaan suureksi.

Van Allenin vyöhykkeet sijaitsevat kahdessa kerroksessa: ensimmäinen yli 100 MeV protoneista koostuva ulottuu 640–9600 km välille ja toinen, yli 40 keV elektroneista koostuva 13500–58000 km välille.

Ulomman Van Allenin vyön tiheys kuitenkin vähenee nopeasti ja siihen pääsee tunkeutumaan aurinkotuulen hiukkasia (protoneja, heliumatomiytimiä ja happi-ioneja). Näiden kahden vyön lisäksi ajoittain esiintyy kolmaskin vyöhyke ensimmäisen vyön ja Maan välissä ja se koostuu elektroneista^[3], joka kuitenkin yleensä katoaa hyvin nopeasti.

Van Allenin vöiden uusimmassa tutkimuksessa^[2] paljastui jotakin aikaisemmin tuntematonta. Tutkimuksen mukaan maapallolla ihmiskunnan käytössä olevat VLF-radioaallot^[4] työntävä sisintä Van Allenin vyötä ulommaksi. VLF-radiotaajuuksien vaikutus näyttää ulottuvan Van Allenin vyöhön aina 2,8 maapallon säteen etäisyyteen. MIT tutkija Jan Fosterin mukaan voi olla mahdollista, että emme ole koskaan havainneet Van Allenin vyötä perustilassaan, sillä VLF-taajuudet otettiin käyttöön jo paljon ennen kuin vyöhykkeet löydettiin.

VLF-taajuisia radioaaltoja juurikaan synny luonnollisesti, joten ilmiö on ihmisen aiheuttama (antropogeeninen). Avaruustekniikan kannalta ilmiö voidaan tulkita myönteiseksi asiaksi, sillä säteilyvyöhykkeiden siirtyminen ulommaksi maapallosta vähentää satelliittien vaurioitumista pitkällä aikavälillä.

Huomautukset

[1] Löytö tehtiin vuonna 1958 Explorer 1 ja Explorer 3-sateliiteilla ja jatkotutkimukset tehtiin Explorer 4 ja Pioneer 3-sateliiteilla. Van Allenin vyöt ulottuvat maantieteellisesti noin 65 leveyspiireille.

[2]  Tutkijat T. I. Gombosi (University of Michigan),  D. N. Baker (University of Colorado), A. Balogh (Imperial College), P. J. Erickson (MIT Haystack Observatory),  J. D. Huba (Naval Research Laboratory), L. J. Lanzerotti  (New Jersey Institute of Technology  ja Alcatel Lucent Bell Laboratories) arXiv:1611.03390v3.

Tutkimus on hyvin laaja ihmisen vaikutuksista lähiavaruuteen ja ilmakehän yläosaan, pelkästään raportti käsittää 59 sivua ilman viittauksia ja havaittu VLF-radiotaajuuksien vaikutus vain osa koko tutkimuksesta ja sen tuloksista. Muita tutkimuksen aiheita olivat: Korkealla ilmakehässä tehtävät ydinräjäytykset, keinotekoinen säteilyvyö, Elektromagneettinen pulssi, Satelliittien vauriot (säteilyvyössä), Avaruusromu, Kemialliset päästöt ja HF kuumennus.

[3] Yleensä kolmas, relativistista (lähes valonnopeudella kulkevista) elektroneista koostuva vyöhyke syntyy voimakkaiden aurinkomyrskyjen seurauksena siinä vaiheessa kun myrsky aiheuttaa maapallon magneettikenttään voimakkaan magneettisen myrskyn.

[4] Lyhenne VLF tulee sanoista Very Low Frequency eli erittäin pitkäaaltoinen radiosäteily, jonka taajuusalue on 3 – 30 kHz vastaten 100 – 10 000 m aallonpituuksia. Näin pitkiä radioaaltoja käytetään monissa erityistarkoituksissa kuten sukellusveneiden ja maa-asemien väliseen kommunikointiin. Maailmalla on yli 30 VLF-signaalia lähettävää radioasemaa.

Vuoret tai vuoristot eivät estä näin pitkäaaltoisen radioaaltojen etenemistä, sillä ne heijastuvat ilmakehässä noin 60 km korkeudessa olevasta ionisoituneesta kerroksesta (D-kerros). Näin ollen taajuusalue on erittäin käyttökelpoinen moniin teknisiin tarkoituksiin, joissa signaalinopeus voi olla alhainen. Puhetta VLF-taajuuksilla ei yleensä lähetetä (jos se on edes mahdollista).

Tähtiharrastajan kaukoputki: Näin teet aurinkosuotimen!

Auringoss voi olla silloin tällöin hienoja pilkkuja ja pilkku-
ryhmiä. Kuva © Kari A. Kuure.

Suomen vaaleissa kesäöissä tähtitaivaan kohteet ovat vähissä, usein tähtiharrastajan havaitsemismahdollisuuksien ulkopuolella. Kesän aikana voidaan havaita Kuuta, joka yleensä on suhteellisen matalalla, ja joitakin kirkkaimpia planeettoja, osan niistä näkyessä jopa päivätaivaalla. Ylitse kaikkien muiden on kuitenkin Aurinko, joka loistaa kirkkaan korkealla taivaalla. Sen havaitsemista jokaisen tähtiharrastaja pitäisi ainakin joskus kokeilla.

Muista varovaisuus

Kaikkien kaukoputkien mukana tulee varoitus Auringon katselemisen vaarallisuudesta. Asia on juuri näin, Aurinko voi olla todella vaarallinen kohde silmien terveydelle, jos kaukoputkissa ei ole asianmukaista aurinkosuodinta. Mitkään tilapäiset viritykset eivät ole milloinkaan turvallisia, vaan jopa todella vaarallisia. Sama varoitus on paikallaan, käytettiinpä sitten kaukoputkea, kiikaria tai kameran optiikkaa, kaikissa niissä pitää käyttää oikeanlaista suodinta.

Aurinkoa voi havaita turvallisesti jos käytetään kunnollista, Auringon visuaaliseen havaitsemiseen tarkoitettua suodinta. Usein kaukoputkikauppiaiden tarjoamat suotimet ovat suhteellisen kalliita ja jos käytössäsi on useampia kaukoputkia, niin niille jokaiselle pitäisi hankkia oma suodin jos niitä kaikkia halutaan käyttää aurinkohavaintoihin. Ursan kaukoputkikaupassa on tarjolla alumiinikehyksellisiä suotimia, joiden myyntihinta on 66 – 143 euroa riippuen koosta.

Onneksi turvallisen aurinkosuotimen rakentaminen omatoimisesti ei ole vaikeaa ja siihen tarvikkeet maksavat edullisimmillaan vain muutaman euron. Alla kerrotulla ohjeella voi valmistaa turvallisen suotimen, olipa sitten kyse kaukoputkesta, kiikarista tai kameran optiikasta.

Tarvikkeet

Aurinkosuotimen rakentamisessa tarvittavat välineet.
Kuva © Kari A. Kuure.

Aurinkosuodin syntyy helposti vain muutamasta tarvikkeesta. Itse suodinmateriaali on Baader Plantariumin valmistamaa AstroSolar-kalvo, tiheydeltään D=5. Se poistaa kaukoputkeen tulevasta valosta niin uv- kuin ir-säteilyn ja pudottaa näkyvän valon aallonpituuksien voimakkuuden 1/10⁵. Ursa myy tätä suodinmateriaalia A4-kokoisina arkkeina hintaan 27,80 € + postikulut.

Yhdestä arkista säästeliäästi käytettynä syntyy helposti kaksi tai kolme aurinkosuodatinta, riippuen hieman käytetyn aukon koosta. Isossa kaukoputkessa ei tarvitse käyttää aina täyttä aukkoa, vaan se voidaan rajoittaa noin 100–125 mm ilman, että erotuskyky kärsisi lainkaan. Aurinkoa visuaalisesti havaitessa erotuskyky putoaa ilmakehän vaikutuksesta hyvin usein niin huonoksi, että jopa 60 mm kaukoputkella voidaan saavuttaa parhain mahdollinen erotuskyky.

Suodinmateriaalin lisäksi tarvitaan solumuovilevyä (esimerkiksi 7–10 mm retkipatjasta, hinta noin 5–10  euroa), kuumaliimaa ja pieni pala tiivistä pahvia tai kartonkia. Työvälineinä käytetään saksia, matto- tai askarteluveistä sekä kuumaliimapursotinta. Kuumaliimapursotin ja muutama tanko kuumaliimaa maksaa edullisimmillaan noin 10 euroa. Ja vielä harppia ja viivainta tarvitaan.

Rakentaminen

Solumuoviliuska toimii suotimen pitimenä kaukoputken
objektiivin edessä. Kuvassa solumuovinauhan oikean
pituuden määrittäminen. Kuva © Kari A. Kuure.

Aurinkosuodin sijoitetaan aina kaukoputken objektiivin eteen. Solumuovilevystä leikataan riittävän pitkä ja noin 25 mm leveä suikale, jonka pituus riittää kaukoputken objektiivikehyksen ympäri. Mittaa sopiva solumuovista sopiva pala, aluksi se voi olla hieman pidempi kuin lopullinen pituus. Viimeistele pituus siten että se muodostaan sopivan tiukan renkaan objektiivikehyksen ympärille. Sopiva pituus on sellainen, että suotimen asentaminen paikoilleen sujuu kätevästi mutta se ei kuitenkaan lennä tuulessa pois. Oikean pituuden löydyttyä, liimaa suikaleen päät toisiin kuumaliimalla. Liimaamisen jälkeen kokeile solumuovirenkaan ”istuvuutta” ja sen kireyttä.  Jos rengas on liian löysä, voit säätää sitä poistamalla ensimmäinen liimaus saksilla ja yrittämällä uudelleen.

Harpilla piirretään pahviin käytettävä aukko, joka leikataan
auki. Kuva © Kari A. Kuure.

Seuraavaksi pahvista leikataan kaksi neliön muotoista palaa (6-, 8-kulmaista tai pyöreää), joiden sivunpituus (halkaisija) on objektiivin kehyksen ympärille pujotetun solumuovirenkaan ulkokehän halkaisija. Esimerkiksi, jos objektiivinkehyksen ulkohalkaisija on 110 mm, niin silloin solumuovirenkaan ulkohalkaisija on noin 110 mm + 20 mm = 130 mm riippuen solumuovin vahvuudesta.

Pahviin piirretään harpilla objektiivin halkaisijan kokoinen ympyrä reiän leikkaamista varten. Isoa kaukoputkea varten reiän halkaisijaksi riittää jo mainittu 100–125 mm. Reiät leikataan auki ja toinen pahveista liimataan objektiivin kehyksen ympärillä olevaan solumuovirenkaaseen. Liimatessa on syytä olla huolellinen, jotta liima ei tahrisi kaukoputkea eikä etenkään objektiivia. Liima on pursottimesta tulessaan hyvin kuumaa, joten palovammojen välttämiseksi liimaan ei pitäisi koskea ennen kuin se on jäähtynyt.

Ensimmäinen tukipahvi on liimattu solumuovikehykseen.
Etuaalalla odottaa kiinnitystään muotoiltu AstroSolar-kalvo,
joka teipataan seuraavaksi tukipahviin. Huomaa, että
suodinkalvon molemmin puolin on suojapaperit.
Kuva © Kari A. Kuure.

Tämän jälkeen AstroSolar-kalvosta leikataan nelikulmainen (säästeliäästi käytettynä 8-kulmainen tai pyöreä) kappale, jonka sivunpituus (halkaisija) on noin 10 mm suurempi kuin aikaisemmin pahviin leikattu aukko. AstroSolar-kalvon leikkaaminen on saksilla hieman hankalaa, joten sen voi tehdä sopivalla leikkausalustalla ja askarteluveitsellä jouhevasti. Leikkaamista varten voi tehdä pahvista sopivan muotoisen ja kokoisen sapluunan, jolloin leikkaaminen helpottuu.

Suodinkalvo teipataan solumuovirenkaaseen liimattuun pahviin siten, että se peittää koko vapaan aukon. Kalvoa ei pidä kiristää ja jos se jää hieman löysälle tai poimuille, siitä ei ole haittaa kuvan tarkkuudelle. Yritä kuitenkin saada suodinkalvo kiinnitettyä mahdollisimman suoraksi.

Suodinkalvo on teipattu tukipahviin ja etummainen tukipahvi
odottaa liimausta. Kuva © Kari A. Kuure.

Toinen pahvi liimataan tai kiinnitetään teipillä suodinkalvon päälle. Useimmiten on kaikkein helpointa liimata etummainen pahvi muutamalla liimapisteellä paikoilleen ja sen jälkeen liimata reunat ja peittää ne vaikkapa PVC-teipillä (sähkömiehenteipillä), jolloin lopputulos on viimeistelty.

Voit tietysti rakentaa neli- tai kuusikulmaisen sijaan täysin pyöreän suodattimen! Se vaatii kuitenkin hieman enemmän aikaa niin suunnitteluun kuin toteutukseen mutta lopputulos voi olla käyttökelpoisempi kuin nelikulmainen suodin. Pyöreä suodatinkalvo säästää myös hankitun AstroSolar-kalvoa useampaan suodattimeen.

Toinen tukipahvi on nyt liimattu suotimeen.
Kuva © Kari A. Kuure.

AstroSolar-kalvoa käsiteltäessä olisi hyvä käyttää ohuita puuvillakäsineitä tai lateksisia kertakäyttökäsineitä joissa ei ole talkkia. Käsineitä käyttämällä vältytään tahattomilta sormenjäljiltä kalvossa. Jos jälkiä kuitenkin syntyy, niin niitä voi poistaa silmälasien puhdistamiseen tarkoitetulla mikrokuituliinalla. Tuoreeltaan jälkien poistaminen onnistuu kevyesti pyyhkimällä.

Nyt aurinkosuodin on valmiina käyttöön teitpä sitten havaintoja auringonpilkuista tai auringonpimennyksistä. Sama suodin kelpaa myös valokuvaamiseen, joten havaintoja voi tehdä hyvin monipuolisesti.

Käsittele ja säilytä suodin huolellisesti, sillä

Aurinkosuodin on valmis käyttöön.
Kuva © Kari A. Kuure.

AstroSolar-kalvo on herkkä vaurioitumaan! Jos kalvoon syntyy reikiä, vaikka vain hyvin pieniä, älä käytä vaurioitunut suodatinta! Aurinkosuotimen säilyttäminen on kätevintä sopivankokoisessa pahvilaatikossa. Sopivia pahvilaatikkoja ovat usein laitteiden myyntipakkaukset tms. joten aivan uutta laatikkoa ei tarvitse rakentaa, joka tietysti on mahdollista sekin.

Mitä aurinkosuotimella Auringosta voi nähdä?

AstroSolar-suodin päästää lävitseen laaja-alaisesti valoa punaisesta siniseen, toisin sanoen valkoista valoa. Tässä valossa Auringosta näkyy fotosfääri, jossa usein on näkyvissä auringonpilkkuja. Pilkut voivat olla hyvin pieniä tummia pisteitä, mutta hiemankin suuremman pilkun ympärillä voidaan nähdä harmaa alue, penumbra. Musta ydin on nimeltään umbra.

Pilkkujen määrä ja koko vaihtelee päivittäin. Pilkkuryhmät syntyvät pieninä yksittäisinä pilkkuina, niiden määrä ja koko kasvavat muutaman vuorokauden ja sen jälkeen pilkkuryhmä alkaa hajaantua, pilkut pienenevät ja katoavat. Pilkkuryhmien sijainti näkyvällä kiekolla muuttuu jatkuvasti Auringon pyörimisestä johtunen. Päivittäin havaintoja tehtäessä usein voi nähdä pilkkuryhmän katoavan kiekon reunana taakse lännessä tai tulevan esille idästä.

Suurella suurennuksella voi tarkastella pilkkujen
yksityiskohtia. Kuva © Kari A. Kuure.

Penubrallisessa pilkussa reunatummentuman alueella voi nähdä Wilsonin ilmiöksi nimetyn ilmiön: Mitä lähemmäksi Auringon kiekon reunaa pilkku siirtyy sitä lähemmäksi penumbran vasenta reunaa umbra näyttää siirtyvän.  Syy tähän ilmiöön on se, että umbra sijaitsee jonkin verran syvemmällä kuin penubra ja ilmiö on seurausta näkösäteen suunnan muutoksesta.

Pilkkujen ja pilkkuryhmien määrä vaihtelee ns. yhdentoista vuoden jaksoissa. Määrän vaihtelu kuvastaa Auringon aktiivisuutta, minimin ollessa lähellä pilkkuja ei näy moneen päivään ja aktiivisina kausina Auringon pinnalla voi olla useita isoja ja monipilkkuisia ryhmiä samanaikaisesti. Aktiivisuuden huippukausina pilkuttomia päiviä ei esiinny, kun taas minimin aikoihin pilkkujen näkyminen on harvinaista.

Auringopilkkujen lisäksi fotosfääristä voidaan nähdä aktiivisilla alueilla fakuloita. Ne ovat vaaleita, verkkomaisia rakenteita. Helpoimmin niitä voi nähdä Auringon kiekon reuna-alueilla, ns. reunatummentuman alueella. Joskus fakuloita voi nähdä myös keskempänä, etenkin Auringon aktiivisuusmaksimin aikoihin.

Kirjauutuus: Maailmankaikkeuden värit

Travis A. Rector, Kimberly Arcand ja Megan Watzke

Maailmankaikkeuden värit

Suomentanut Tuukka Perhoniemi

Tähtitieteellinen yhdistys Ursa ry. 2017

Nid. 265 sivua

ISBN 978-952-5985-46-7

Hinta kirjakupassa noin 35,00 €, Ursan jäsenhinta 26 €.

Tähtitieteen ja avaruustutkimuksen uutisointia tiiviisti seuraavat tietävät, että usein uutisiin liittyy ns. ”kauniita kuvia”. Useinkaan ne eivät ole syntyneet tarkoituksellisesti tai ainakin niiden ensisijainen tarkoitus on tieteen tekeminen mutta ikään kuin sivutuotteena, kuvat ovat myös silmiä hivelevän kauniita.

Kuinka kuvat ovat sitten syntyneet? Siitä kerrotaan tässä kirjassa! Luonnollisesti useimmat kuvat ovat otettu suurilla ammattikäyttöön suunnitelluilla teleskoopeilla. Ne esittävät hyvin himmeitä ja etäällä kaukaisessa avaruudessa sijaitsevia kohteita. Vaikka harrastajat omilla vaatimattomilla laitteillaan ei välttämättä saavuta samoja kohteita, samanlaisia kohteita löytyy usein myös paljon lähempää, omasta Linnunradastamme.

Periaatteessa harrastajien mahdollisuuksien rajoissa on käyttää ammattilaisten menetelmiä, sillä usein kyse on vain suodattimen valinnasta ja käytettyjen menetelmien hiomisesta huippuunsa. Useimmat ”kauniit kuvat” on otettu käyttäen kolmea tai neljää suodatinta, joiden amatööriversiot ovat kohtuullisen hintaisia. Amatöörit joutuvat myös tyytymään siihen, että kohteiden ja kaukoputkien välissä on maapallon turbulenttinen ilmakehä, mutta ainakin osittain se vaikeus on voitettavissa.

Luonnollisesti kirjassa on runsaasti ”kauniita kuvia”. Mutta ne eivät ole ainoa kirjan anti, vaan useimmin käytetyt kuvausmenetelmät on myös kerrottu lukijoille. Soveltuvin osin kirjaa voidaan pitää tähtivalokuvauksen opaskirjana aivan käytännön tasolla, mutta hyvin usein myös teoreettisesti ajateltuna.

Kirjan tekijät ovat tähtitieteen ammattilaisia. Travis A. Rector on tähtitieteen professori Anchoren yliopistosta ja hänet tunnetaan monien tähtikuvien tekijänä. Kimberly Arcan johtaa Nasan Chandra-avaruusteleskoopin viestinnän visualisointia ja Megan Watzke on Chandra-avaruusteleskoopin tiedottaja.

Saatuani kirjan käsiini, ensimmäinen ajatus oli, että ”Wau mitä kuvia!” Kuvat ovatkin näyttävän näköisiä ja painojälki loistavaa. Niinpä kirjaa voi suositella jokaiselle tähtitaivaan valokuvaamisesta kiinnostuneelle tai sellaiselle henkilölle lahjaksi. Muutkin kuin tähtiharrastajat viihtyvät varmasti kuvia katsellen.

Kari A. Kuure

NASAn Cassini-luotain tutkimusmatkansa päätösvaiheessa

Kuva NASA/JPL/Cassini

Kaksikymmentä vuotta avaruudessa matkannut Cassini-Luotain on aloittanut tutkimusmatkansa viimeisen vaiheen. Luotain ohjattiin kulkemaan Saturnuksen ja sen renkaiden välistä. Tutkijat arvioivat, että alue on suhteellisen turvallinen ja jos siellä on ainehiukkasia, niiden koko on luokkaa kuin tupakan savussa.

Cassini-luotain laukaistiin matkaan 15. lokakuuta 1997. Saturnuksen kiertoradalle se asettui 30. kesäkuuta 2004. Sen mukana Saturnuksen järjestelmän suurinta kuuta, Titan’ia tukimaan lensi Huygens-luotain. Se laskeutui Titanille laskuvarjojen varassa 14. tammikuuta 2005 ja lähetti tietoja Titanin pinnan olosuhteista noin tunnin ajan. Cassini välitti Huygensin lähettämät radiosignaalin Maahan.

Vuoden 2004 jälkeen Cassini on tehnyt havaintoja koko Saturnuksen järjestelmästä: niin renkaista, kuista kuin planeetasta itsestään. Sen lukuisista löydöistä merkittävimpiä lienee Titanin pinnalla oleva nestemäinen metaani ja Enceladus-kuun vesihöyrysuihkut, jotka kohoavat satojen kilometrien korkeuteen avaruuteen. Ennen syyskuussa tapahtuvaa tuhoutumistaan Cassini on kiertänyt Saturnuksen 293 kertaa.

Enceladuksen sisäinen rakenne. Kuva NASA/JPL/Cassini.

Cassini lensi suihkujen läpi ja ”haisteli” vesihöyryn mukana avaruuteen päätyneitä muita aineita. Tutkijat päättelivät mittaustuloksista, että Enceladuksen etelänavan noin 5 km paksuisen jääkerroksen alapuolella on meri, jonka pohjalla täytyy olla ”mustia savuttajia” eli vulkaanisia kuuman veden lähteitä.

Cassinin tehtävän viimeinen vaihe aloitettiin 26. huhtikuuta (2017), jolloin se ohjattiin lentämään ensimmäisen kerran Saturnuksen ja renkaiden välisestä aukosta. Lähimmillään Saturnusta luotain oli vain noin 300 km korkeudessa. Näitä vastaavia renkaiden ja Saturnuksen välistä tehtäviä lähiohituksia tehdään kaikkiaan 22 kertaa kunnes syyskuun 15. päivän sen rata vie luotaimen Saturnuksen ilmakehään. Luotaimen pääantenni on suunnattu kohti Maata ja sen mittalaitteet lähettävät jatkuvia mittaustietoja niin kauan kunnes luotain tuhoutuu Saturnuksen ilmakehässä.

Cassini tuhottaan sen vuoksi, että maapallolta peräisin olevia bakteereja ei joutuisi Enceladukselle tai millekään muulla Saturnuksen kuulle. Luotainta ei ole steriloitu ja vaikka luultavaa on, että kaikki bakteerit ovat tuhoutuneet kahdenkymmenen vuoden avaruusmatkan jälkeen, siitä ei ole täyttä varmuutta. Etenkin Enceladuksen sulassa meressä voi olla elämää, joka voi tuhoutua tai muuttua maapallon bakteerien päästessä vaikuttamaan niiden ekosysteemissä. Saturnuksessa ei uskota olevan elämää ja ilmakehässä tapahtuva tulinen tuhoutuminen viimeistään tappaa kaikki bakteerit.

Alla NASAn julkaisema video Cassinin vaiheista.

Komeetta Wirtanen

46P/Wirtanen vuodelta 2003. Kuva ESA.

Lähitulevaisuudessa komeetta 46P/Wirtanen tulee olemaan suuren mielenkiinnon kohteena. Joulukuussa 2018 komeetta pyyhältää maapallon ohitse hyvin läheltä, lähempää kuin moniin vuosiin tai ehkäpä milloinkaan aikaisemmin. Lähestyessään maapalloa syksyllä 2018 komeetta kirkastuu ja viimeistään marraskuun loppupuolella siitä tulee paljain silmin näkyvä kohde pohjoiselle tähtitaivaalle.

Komeetan löysi Carl Alvar Wirtanen (1910–1990) Lick observatoriossa työskennellyt tähtitieteilijä tammikuun 17. päivänä vuonna 1948. Löydön jälkeen komeettaa on havaittu jokaisella kierroksella Auringon ympäri lukuun ottamatta vuotta 1980, jolloin komeetan perihelin aikaan se pysytteli sitkeästi alle 20 asteen etäisyydellä Auringosta.

Vuoden 2013 perihelin ohitus oli myös huono havaintojen kannalta. Komeetasta tehtiin vain muutamia etäisyysmittauksia, nekin vuoden 2014 aikana. Vuoden 2018 periheli on siis poikkeus, sillä myös vuoden 2024 perihelin ohitus on huono. Näin ollen tuleva perihelin ohitukseen on ladattu paljon toiveita kunnollisten havaintojen tekemisen suhteen. Valitettavasti meillä Suomessa marras- ja joulukuu ovat vuoden pilvisintä aikaa, mutta aina voidaan toivoa joitakin selkeitä iltoja ja öitä, jotka mahdollistaisivat komeetan havaitsemisen.

Komeetta kuuluu ns. Jupiterin komeettaperheeseen ja sen kiertoaika on nykyisin 5,43 vuotta. Radan apheli on 5,124 ja periheli 1,056. Kuten tarkkaavainen lukija huomaa, perihelietäisyys on hyvin samanlainen kuin maapallolla. Törmäysvaaraa ei ainakaan nykyisin ole, sillä radan inklinaatio on 11,7° ja periheli sijaitsee ekliptikan pohjoispuolella. Kokoa komeetalla arvioidaan olevan noin  (Ø) 1,2 km.

Edellisen lukemansa perusteella taivaandynamiikkaa tunteva lukija voikin jo päätellä, että komeetan rata ei ole kovinkaan pysyvä, vaan se muuttuu joka kerta kun Jupiter ja komeetta päätyvät toistensa läheisyyteen. Takaisinpäin laskemalla on pystytty selvittämään joitakin ratamuutoksia viimevuosisadalla.

Taulukko 1. 46P/Wirtanen ratamuutokset

pvm	etäisyys Jupiterista [au]	perihelietäisyyden muutos [au]	kiertoajan muutos [vuotta]
31.12.1912	0,53	1,62 →  1,43	6,81 →  6,32
25.12.1923	0,52	1,43 →  1,61	6,32 →  6,65
10.4.1972	0,28	1,61 →  1,26	6,65 →  5,87
26.2.1984	0,47	1,26 →  1,08	5,87 →  5,50
25.11.2042	0,56	1,06 →  1,22	5,49 →  5,78

Toistaiseksi viimeisin ratamuutos tapahtui vuonna 1984 ja seuraava tulee tapahtumaan vuonna 2042. Tuleva ratamuutos heittää perihelietäisyyttä ulommaksi ja näin vähentää ainakin väliaikaisesti törmäysriskiä maapallon kanssa.

Ensivuoden perihelin ohitus tapahtuu joulukuun 13. päivänä. Perihelin aikaan komeetta ei vielä ole kaikkein lähimmillään maapalloa, vaan se tapahtuu vasta muutama vuorokausi myöhemmin, joulukuun 16 päivän iltana. Etäisyyttä silloin noin 11,61 miljoona km, eli noin 0,078 au tai noin 30 (LD) Kuun etäisyyttä.

Vuoden 2018 syyskuun alussa komeetta on vielä himmeä ja se voidaan ”nähdä” vain valokuvaamalla. Suomessa komeetta etelämeridiaanin ylitys tapahtuu silloin vain noin 10° korkeudella ja sekin vähenee syksyn kuluessa kunnes 8.lokakuuta se ei enää nouse horisontin yläpuolelle lainkaan. Marraskuun loppupuolella komeetta alkaa jälleen nousta, tällöin iltataivaalle, ja ensimmäiset havainnot siitä voitaneen tehdä 27.11. komeetan tullessa Valaskalan tähdistöön. Meridiaanin ylitys tapahtuu vain 4,9° korkeudella ja komeetan kirkkaus M_v=5,1. Tämän jälkeen komeetan näkyvyys paranee ilta illan jälkeen.

Joulukuun alkaessa komeetan meridiaanin ylitys tapahtuu aina vain korkeammalta ja samalla komeetan kirkkaus kasvaa. Jos komeetan kirkkaus kasvaa ennusteen mukaan, niin silloin se on nähtävissä paljain silmin jo joulukuun ensimmäisen viikon aikana. Joulukuun toisen viikon alkaessa komeetan kirkkaus on jo kohtalaisen suuri ja meridiaanin ylitys tapahtuu mukavasti iltayöstä kello 22.30 tietämillä. Periheli saavutetaan 13.12.2018 ja etäisyys lyhyimmillään 16.12.2018. Nykyisellä radallaan maapallon ja komeetan lyhin mahdollinen etäisyys olisi noin 0,068 au eli 10 200 000 km, eli tuleva ohitus on yksi lähimmistä ohituksista.

Joulukuun kolmannen viikon lopulla komeetta muuttuu sirkumpolaariseksi vaikka meridiaanin ylitys tapahtuu edelleen iltayöstä, nyt noin kello 23. Komeetan kirkkaus on edelleen sellainen, että se pitäisi näkyä paljain silmin aina joulukuun loppuun asti.

Ennen periheliä komeetta on Valaskalan tähdistössä. Siitä se siirtyy Härkään 12.2.2018 ja Perseukseen 19.12.2018. Tässä tähdistössä komeetta on vain pari vuorokautta ja siirtyy Kefeukseen 21.12.2018. Ilveksen alueella komeetta siirtyy 28.12.2018 ja tämän jälkeen 8.1.2019 se siirtyy Isoon karhuun. Lyhyt pistäytyminen Ilveksessä 11.1.209 on vain vuorokauden mittainen ja paluu Ison karhun puolelle tapahtuu 12.1.2019.

Tammikuun toisella viikolla komeetta on himmentynyt jo niin paljon, että sen havaitseminen paljain silmin edes pimeimmässä paikassa ei ole mahdollista. Sen sijaan, se on vielä helposti valokuvattavissa pitkälle kevääseen, sillä se pysyttelee pohjoisella tähtitaivaalla aina huhtikuun puolelle tai pitempäänkin, mutta himmenee lopulta näkymättömiin riippumatta käytettävästä laitteistosta.

Taulukko 2. 46P/Wirtannen havaintoja helpottavia tietoja

pvm aika korkeus  kirkkaus nousuaika laskuaika tähdistö Huomautus 1.12.2018 22:19 10,0 4,8 19:47 1:40 Valaskala 2.12.2018 22:18 11,6 4,7 18:31 1:56 Valaskala 3.12.2018 22:16 13,3 4,6 18:15 2:10 Valaskala 4.12.2018 22:18 15,2 4,5 17:59 2:26 Valaskala 5.12.2018 22:18 17,2 4,4 17:42 2:43 Valaskala 6.12.2018 22:18 19,5 4,3 17:25 3:00 Valaskala 7.12.2018 22:19 21,9 4,2 17:07 3:19 Valaskala 8.12.2018 22:20 24,6 4,1 16:49 3:39 Valaskala 9.12.2018 22:22 27,4 4,1 16:30 4:01 Valaskala 10.12.2018 22:24 30,4 4,0 16:10 4:25 Valaskala 11.12.2018 22:26 33,7 3,9 15:49 4:50 Valaskala 12.12.2018 22:29 37,1 3,9 15:27 5:18 Härkä 13.12.2018 22:33 40,7 3,8 15:02 5:49 Härkä  periheli 14.12.2018 22:37 44,3 3,8 14:36 6:23 Härkä 15.12.2018 22:42 48,1 3,8 14:04 7:03 Härkä 16.12.2018 22:47 51,8 3,8 13:26 7:51 Härkä etäisyys 11,61 miljoonaa km (0,078 au) 17.12.2018 22:52 55,5 3,8 12:33 8:55 Härkä sirkumpolaa-rinen 18.12.2018 22:59 59,1 3,9 Härkä 19.12.2018 23:05 62,6 3,9 Perseus 20.12.2018 23:13 65,9 3,9 Perseus 21.12.2018 23:21 68,9 4,0 Kefeus 22.12.2018 23:29 71,7 4,1 Kefeus 23.12.2018 23:38 74,2 4,2 Kefeus 24.12.2018 23:46 76,5 4,3 Kefeus 25.12.2018 23:55 78,5 4,3 Kefeus 26.12.2018 4,4 Kefeus 27.12.2018 0:05 80,2 4,5 Kefeus 28.12.2018 0:14 81,7 4,6 Ilves 29.12.2018 0:22 83,0 4,8 Ilves 30.12.2018 0:31 84,1 4,9 Ilves 31.12.2018 0:39 85,0 5,0 Ilves 1.1.2019 0:47 85,8 5,1 Ilves 2.1.2019 0:54 86,4 5,2 Ilves 3.1.2019 1:01 86,9 5,3 Ilves 4.1.2019 1:07 87,2 5,4 Ilves 5.1.2019 1:12 87,5 5,5 Ilves 6.1.2019 1:17 87,7 5,6 Ilves 7.1.2019 1:21 87,9 5,7 Ilves 8.1.2019 1:25 88,0 5,8 Iso karhu 9.1.2019 1:28 88,0 5,9 Iso karhu 10.1.2019 1:31 88,0 6,0 Iso karhu 11.1.2019 1:33 87,9 6,1 Ilves 12.1.2019 1:35 87,9 6,2 Iso karhu 13.1.2019 1:36 87,8 6,3 Iso karhu 14.1.2019 1:37 87,6 6,4 Iso karhu 15.1.2019 1:37 87,5 6,5 Iso karhu

Aika on  komeetan meridiaanin ylitysaika ja korkeus on meridiaanin ylityskorkeus Tampereen horisontin mukaan laskettuna.