Fraunhofer lines

Joseph von Fraunhofer.
Kuva Wikimedia Commons.

Tämä blogikirjoitus syntyi hieman erikoisella tavalla, jota en ole aikaisemmin käyttänyt. Joskus sopivien kirjoitusten aiheiden löytäminen ei ole aivan niin itsestään selvää kuin luulisi. Tavallisesti aihe pomppaa esiin jostain ajankohtaisesta uutisesta, joka selvästikin vaatii aiheen käsittelyn syventämistä.

Tällä kertaa aihe valikoitu arpomalla. Otin kirjahyllystäni kirjan nimeltään ”A Dictionary of Physical Sciences” ja sitä satunnaisesti ”pläräämällä” ja sormella tökkäämällä aiheeksi valikoitu ”Faunhofer lines. Ei huono aihe, sillä se liittyy yhteen tähtitieteen perustutkimusmenetelmiin nimittäin spektroskopiaan.

Joseph Fraunhofer (1787–1826) oli saksalainen optikko, hienomekaanikko ja ennen kaikkea tutkija ja keksijä, jonka saavutukset ovat perustavaa laatua vielä edelleenkin (mm. akromaattinen objektiivi). Yksi hänen saavutuksistaan oli tummien viivojen havaitseminen Auringon spektristä. Löydön hän teki vuonna 1814 keksimällään instrumentilla, jota nykyisin kutsutaan spektroskoopiksi.

Tarkasteltuaan uudella laitteella tulenliekkiä, hän havaitsi valon jakaantuneen kirkkaiksi viivoiksi. Hän arveli auringonvalon muodostuneen samalla tavalla ja liitti laitteensa kaukoputkeen. Hänen ja muun maailman yllätykseksi Auringon spektrissä hän näkikin 574 tummaa viivaa. Ne ovat absorptioviivoja, joiden syntytavan selvittivät Gustav Kirchhoff (1824–1887) ja Robert Bunsen (1811–1899) vuonna 1859.

Fraunhofer esittelee spektroskooppinsa
toimintaa. Richard Wimmerin
 kaiverrustyö.
Kuva public domain /
Wikimedia Commons.

Ensimmäisten spektroskooppien valoa taittavana elementtinä oli kruunulasinen prisma^[1]. Fraunhofer ei kuitenkaan tyytynyt prismaan, vaan onnistui kehittämään käyttökelpoisen valon aallonpituudet erottelevan hilan vuonna 1821. Hila ei kuitenkaan ollut varsinaisesti Fraunhoferin keksintö, sillä senkin perusperiaate tunnettiin jo varhemmin^[2]. Fraunhofer onnistui havaitsemaan Siriuksen ja muutaman muun kirkkaan tähden spektrin ja totesi niiden poikkeavan Auringon spektristä.  Hilasta muodostuikin tähtitieteen perustyökalu ja uuden tutkimusalan, spektrokopian, peruspilari.

Sähkömagneettinen säteily emittoituu kun atomin elektronit siirtyvät suuremmalta energiatasolta pienemmälle. Vapautunut energia poistuu fotonina, jonka aallonpituus vastaa vapautuneen energian määrää. Jokaisella alkuaineella on elektronikuorillaan määrätyt energiatasot, joten niillä on myös useita erilaisia aallonpituuksia joita ne voivat emittoida (säteillä).

Jokainen aine siis säteilee sille tyypillisillä aallonpituuksilla ja aallonpituuksien suhteellinen osuus määräytyy säteilevän aineen lämpötilasta. Aineen emissio näkyy spektroskoopissa vaaleina viivoina ja valosäteilevän aine voidaan tunnistaa näiden viivojen aallonpituuksista.

Kontinuumspektri.

Auringon säteilemä valo muodostuu kuitenkin hyvin laaja-alaisesti fotosfäärissä ja sen spektristä emissioviivoja on äärimmäisen vaikea havaita. Tällöin puhutaan kontinuumispekristä ja sen perimmäinen syy on emission^[3] lähteen, plasman, jatkuva ”kiehuva” liike ja voimakkaiden magneettikenttien olemassa olo. Asiaan vaikuttaa Dopler-ilmio, eli emissioviivojen siirtyminen spektrissä sen mukaan muhin suuntaan aine havaitsijan suhteen liikkuu. Jos aineen liike on havaitsijaa kohti, spektriviivojen aallonpituus lyhenee ja jos liike on poispäin, aallonpituus pitenee. Tällöin puhutaan sini- ja punasiirtymästä. Auringossa tapahtuu kaiken aikaa molemman suuntaista liikettä, joten siirtymiset ovat molempiin suuntiin. 

Magneettikentät leventävät spektriviivoja. Tällöin puhutaan Zeemannin^[6] ilmiöstä. Yhdessä nämä ilmiöt sekoittavat spektriviivat toisiinsa, jolloin näemme kontinuumispektrin ja josta yksittäisiä viivoja on vaikea ellei aivan mahdotonta erottaa toisistaan.

Vedyn spektri.
Kuva Wikimedia Commons.

Fraunfoferin havaitsemat tummat spektriviivat syntyvät hieman toisella tapaa, vaikka ovat aallonpituudeltaan samoja kuin emissiospektrissä. Tummat viivat ovat absorption^[3] aikaansaamia siten, että fotosfäärin yläpuolella oleva kaasukerros imee itseensä kontinuumspektristä kunkin aineen sille tyypillisiä aallonpituuksia. Kun fotosfäärin plasmassa on samoja aineita kuin Auringossa yleensäkin, absorptioviivat muodostuvat vetyyn, heliumiin ja (vähäisistä määristä) muihin aineisiin imeytyneistä aallonpituuksista. Heliumin spektriviivat tunnistettiin^[4]  Auringon spektristä ennen kuin ainetta oli löydetty maapallolta^[5].

Huomautukset

[1] Prisman valoa taittava ominaisuus oli tunnettu jo huomattavasta aikaisemmin. Isaac Newton oli käyttänyt sitä tutkimuksissaan vuonna 1666.

[2] Hilan keksijänä pidetään skotlantilaista matemaatikkoa James Gregoryä, joka havaitsi linnun siipisulasta heijastuneen valon jakaantuneen spektrin väreihin vuonna 1667. Ensimmäisen hilan valmisti yhdysvaltalainen astronomi David Rittehouse vuonna 1785.

[3] emissio on valosäteilyä ja absorptio on valon imeytymistä.

Heliumin spektri.
Kuva Wikimedia Commons.

[4] Auringon heliumin havaitsivat Pierre Janssen, Joseph Locker ja Edward Frankland vuonna 1868.

[5] Maapallolta helium löytyi Dexterissä (Kansas, USA) maaperäkairausten yhteydessä kaasutaskusta purkautuneesta kaasusta otetusta näytteestä, josta peräti 1,8 % oli aikaisemmin tunnistamatonta kaasua. Se osoittautui samaksi aineeksi josta oli saatu spektriviivat Auringon spektristä. Löydön tekivät Halmiton Cady ja David McFarland vuonna 1903.

Avaruuden vapaat vaeltajat

Ensimmäinen vapaa vaeltava planetta on
punainen piste tässä Pan-STARRS-
kaukoputkella otetussa kuvassa.
Kuva  N. Metcalfe & Pan-STARRS 1
Science Consortium

Muutama päivä sitten uutisoitiin näyttävästi avaruudesta havaitusta planeetasta (PSO J318.5-22), joka ei kierrä minkään tähden kiertoradalla vaan vaeltaa vapaasti tähtienvälisessä avaruudessa. Löytöä pidetään merkittävän, sillä aikaisemmin vastaavaa planeetan kokoista kappaletta ei ole havaittu.

Toistaiseksi tiedämme itse planeetasta hyvin vähän. Se sijaitsee noin 80 valovuoden etäisyydellä meistä Kaurinn tähdistössä ja on osa Beeta Pictoris tähden tähtiryhmää. Planeetan iäksi ilmoitettiin 12 miljoonaa vuotta, joka on myös Beeta Pictoriksen ikä. Mielenkiintoista on, että Beeta Pictoriksen kiertoradalla on myös löydetty eksoplaneetta, mutta avaruudessa vapaasti vaeltavan planeetan syntytapa on pikemminkin tähden syntyä muistuttava kuin tähteä kiertävälle radalle syntyvän planeetan.

Havainto tehtiin Havaijin Maui-saarella sijaitsevalla Pan-STARRS 1 laajakenttäisellä kaukoputkella. Havainto on varmistettu muillakin Havajilla olevilla kaukoputkilla kuten NASA Infrared Telescope Facility, Gemini North Telescope, ja Canada-France-Hawaii Telescope. 

Tähtienvälisessä avaruudessa vapaasti vaeltavien planeettojen löytäminen on tullut mahdolliseksi vasta näinä vuosina, sillä ne eivät juuri emittoi näkyvää valoa. Kyseinen planeetta on noin kuuden Jupiterin massainen ja se säteilee suurimmalla intensiteetillään pitkäaaltoisen infrapunaisen valon aallonpituudella. Tämä tekee planeetan havaitsemisen erittäin vaikean etenkin maanpinnalla^[1] olevista observatorioista. Löytö ei jää varmastikaan ainoaksi, sillä tähtien kaltaisesta syntytavasta johtuen niitä pitäisi olla hyvin paljon etenkin nuorissa tähtijoukoissa.

Nykyisen käsityksen mukaan tähdet syntyvät suuremmissa tai pienemmissä joukoissa avaruudessa olevien pöly- ja kaasupilvien alkaessa luhistua. Luhistuminen ei ala vain yhdessä paikassa vaan tiivistymisytimiä syntyy pilvien koosta riippuen hyvin paljon. Tiivistymisytimien keskinäisistä etäisyyksistä ja määristä riippuen syntyvät tähdet ovat eri massaisia; osa suurempia ja osa pienempiä.

Suurimassaisten tähtien kehitys on nopeampaa kuin pienien. Niinpä ne aloittavat energian tuotannon aikaisemmin kuin pienimassaiset kumppaninsa. Tällä on omat seurauksena koko tähtien syntyalueeseen etenkin, jos se on hyvin tiivis. Uudet kirkkaat tähdet säteilevät voimakkaasti erityisesti uv-valon aallonpituuksilla. Valon paine puhaltaa tiivistymisalueen kaasut ja pölyt kauemmaksi avaruuteen ja pienempien tähtien muodostuminen pysähtyy.

Tähtijoukossa on paljon enemmän pienimassaisia prototähtiä ja vielä pienempiä ruskeiksi kääpiöiksi jääviä tähtiä kuin kirkkaasti säteileviä jättiläisiä. Kaikkein pienimmät ovat varmasti vain planeettojen kokoluokkaa olevia kappaleita. Ei ole vaikea kuvitella, että kun tähtien syntyalueen kaasu ja pöly poistuvat, jäljelle jäävistä kappaleista kaikkein pienimpiä on suurin osa.  Näin ollen tähtienvälisessä avaruudessa vapaasti vaeltavien eksoplaneettojen määrä pitäisi olla moninkertainen tähtien lukumäärään nähden.

On ehkä hieman liioiteltua kuvata vapaita vaeltajia oikeasti ”vapaiksi”. Todellisuudessa ne ovat sidoksissa gravitaation vaikutuksesta omaan tähtijoukkoonsa samalla tavalla kuin kaikki tähdet ovat. Pallomaiset^[2] tähtijoukot ovat hyvin vanhoja ja siitä huolimatta niistä karkaa yksittäisiä tähtiä suhteellisesti hyvin vähän. Avonaiset tähtijoukot sen sijaan hajoavat hiljalleen, mutta sekin on hyvin maltillista. Esimerkiksi Seulasten avonainen joukko on iältään noin 100 miljoona vuotta ja silti se on vielä hyvin tunnistettavissa yhtenäiseksi tähtijoukoksi. Joukko pysyttelee yhdessä vielä noin 150 miljoonaa vuotta.

Vapaita vaeltajia pitää etsiä juuri nuorista tähtijoukoista, koska silloin Jupiterin kokoluokkaa olevien planeettojen säteilemä infrapunainen valo on voimakkaimmillaan. Kappaleiden ikääntyessä niiden luhistuminen ja lämpöenergian vapautuminen hidastuu ja havaitseminen vaikeutuu. Ei tarvitse olla kummoinenkaan ennustaja kun osaa ennakoida lähitulevaisuudessa löytyneiden vapaiden vaeltajien määrän huiman kasvun.

Huomautus

[1] Infrapunainen säteily imeytyy sitä tehokkaammin ilmakehän vesihöyryyn mitä pitemmästä aallonpituudesta on kysymys. Tästä syystä maanpinnalla olevilla observatorioilla voidaan havaita vain lähi-infrapunaisen aallonpituuksia ja vain korkealle vuoristoihin sijoitetuista observatorioista. Infrapunahavaintoihin perustuva tähtitiede on tullut mahdolliseksi vasta nykyaikana.

Tämän vuosikymmenen loppupuolella avaruuteen laukaistava James Webb avaruusteleskooppi (JWST) tekee havaintoja pelkästään infrapunaisilla aallonpituuksilla, joista kaukoinfran aallonpituudet alkavat olla jo hyvin lähellä mikroaaltojen aallonpituutta.

[2] Vanhat pallomaiset tähtijoukot sijaitsevat suurimmaksi osaksi Linnunradan halossa, kun taas tähtiensyntymisalueet (ja uudet tähtijoukot) sijaitsevat Linnunradan spiraalihaaroissa, joissa tähtitiheys on suurin. Tunnetuin ja samalla meitä lähin oleva tähtiensyntymisalue on Orionin suuri kaasusumu, joka sijaitsee noin 1500 valovuoden etäisyydellä. Sumusta on löydetty tähtien ympäriltä protoplanetaarisia kiekkoja, joista syntyy planeettoja. Nuorimmat tähdet tällä alueella arvioidaan olevan vain noin 300 000 vuotta vanhoja.

Loistelias tähtikartasto aloittelevalle harrastajalle

Karttakeskuksen tähtikartasto.
Kuva © Karttakeskus.

Karttakeskus on julkaissut tähtikartaston, jonka on saanut nimekseen ”Karttakeskuksen tähtikartasto”.  Kartastossa ei kerrota mikä on ollut alkuperäinen nimi. Pikaisen googletuksen jälkeen selviää, että se on saksalaisen kustantajan Oculum-Verlag GmbH julkaisema Orientierung am Nachthimmel -kirjasarja. Vuosikirjaksi sitä ei kuitenkaan voi nimetä, sillä siinä esitetään Kuun ja planeettojen paikkatietoja neljälle vuodelle. Niin myös Karttakeskuksen tähtikartastossa tiedot ovat vuosille 2013–2016. Kartaston tekijä on Stephan Schuring, ja sen on suomentanut Eeva Mäkelä.

Kartaston aluksi luonnollisesti kerrotaan miten sitä käytetään. Tiedot ovat tarpeellisia myös kokeneemmalle tähtiharrastajalle, sillä aivan itsestään selviä karttojen käyttö ei ole. Kartastossa kerrotaan myös sellaisia yksityiskohtia kuten Ilmansuunnat ja Maan pyöriminen, Auringonkierto ja vuodenajat, Keskiyön aurinko ja kaamos, Kuunkierto ja Kuun vaiheet jne. vain muutamia mainitakseni.

Varsinaisen kartaston muodostavat neljä vuodenaikaista koko taivaan karttaa ja kuukausittaiset kartat. Vuodenaikaisissa kartoissa on opastettu myös tähtitaivaalla suunnistamista. Neuvot ovatkin tarpeen, sillä aloittelevalle tähtiharrastajalle juuri tähdistöjen löytäminen ja tunnistaminen on kynnyskysymys. Näissä kartoissa ei ole merkitty planeettojen paikkoja, mutta ne löytyvät kuukausikartoista. Niistä kuitenkin puuttuvat touko–heinäkuun kartat, sillä valoisa kesä ei Suomessa tähtitaivaan näkymistä mahdollista.

Kuukausikartat käsittävät eteläisen ja pohjoisen taivaanosan 60° leveys- ja 25° pituuspiirillä kello 21 talvi- ja kello 22 kesäaikaan. Koko Suomea ajatellen valinta on hieman liian etelässä, mutta suurimmat erot syntyvät kuitenkin vain lähellä horisonttia olevissa kohteissa. Maan pohjoisosassa näkyy etelässä hieman vähemmän ja vastaavasti pohjoisessa hieman enemmän tähtitaivasta. Läheltä horisonttia kuitenkin vain harvoin tehdään havaintoja, joten pienillä eroilla ei ole merkitystä. Toisaalta kustantaja (Karttakeskus) olisi voinut tilata kartata 65° leveyspiirin mukaan piirrettynä, jolloin ero kartan ja todellisuuden kanssa olisi ollut vielä vähäisempi koko Suomea ajatellen.

Kaksi näkymää
Karttakeskuksen tähtikartastosta.
Kuva © Karttakeskus.

Kartasto on suunniteltu siis iltataivaalta tehdyille havainnoille. Muina aikoina kartastoa voi toki käyttää ja sitä varten karttasivuilta löytyy kello ja kuukausikehät, joihin on merkitty muita ajankohtia kuin jo mainitut kellonajat 21 ja 22.

Vaikka planeetat on merkitty joihin karttoihin vuoden siirtymistä vastaavina janoina, niiden avulla on hieman vaikea hahmottaa esimerkiksi sitä, milloin ne ovat näkyvissä. Toki se kartta, johon planeettojen reitti on merkitty, auttaa asiassa mutta muina aikoina se voi jäädä hämäräksi. Esimerkiksi tämän vuoden syyskuussa Jupiter ei näkynyt iltataivaalla. Se oli kuitenkin sen verran korkealla pohjoisella pallonpuoliskolla, että johonkin aikaan vuorokaudesta se olisi ollut varmasti näkyvissä. Ohjetta juuri tästä ei kartastosta löydy.

Ohje olisi kuitenkin olut hyvin yksinkertainen. Etsitään karttalehti johon Jupiter on merkitty. Karttalehden tulisi mieluusti olla samalta kaudelta, siis syksyn ajalta. Tällainen karttalehti on numero 12 eli joulukuun kartta. Vasemmalla ylänurkassa on kalenterikiekko ja siitä löytyy tieto, että tähtitaivas on syyskuussa kello 3 kartan osoittamassa asennossa ja Jupiter kutakuinkin idässä noin 26° korkeudella.

Karttakeskuksen tähtikartasto on suunniteltu käytettäväksi ulkona tähtitaivaan alla. Näin ainakin voisi olettaa, sillä sen sivut ovat paksua kartonkia ja ne on laminoitu (tai lakattu) ainakin kosteuden kestäväksi. Sen koottu A4 kokoiseksi kirjaksi kierreselkäisenä, joten yksittäisen karttalehden esille ottaminen on helppoa.  Karttalehdillä ei ole kovinkaan runsaasti tähtiä, himmeimmät tähdet ovat luokkaa 4 magnitudia. Tämä tarkoittaa sitä, että kartoissa näkyvät tähdet ovat taivaalla näkyvissä viimeistään noin tunti – puolitoista auringonlaskun jälkeen. Tämä aika onkin parasta tähtitaivaan opiskeluaikaa.

Kartastossa on tähtien kirkkaudet esitetty tavanomaiseen tapaan kirkkautta kuvaavalla täplän suuruudella: mitä suurempi täplä sitä kirkkaampi tähti. Koodistoa ei kuitenkaan ole kerrottu missään kohtaa kartastoa ja se ei ole itsestään selvää aloittelijoille. On tietysti kustannuskysymys kuinka monta sivua kartastoon voidaan ottaa mukaan ja onko esimerkiksi alkuteoksessa niitä ollut, mutta kartaston käyttäjää ajatellen ne olisivat olleet tarpeellisia.

Kenttäkelpoiseksi tähtikartastoksi sen hankintahinta on suhteellisen edullinen (kirjakaupassa 24.90 €) ottaen huomioon sen neljän vuoden käyttöajan. Jos se selviää maastoretkiltä pitempään, tähtitaivas ei muuksi muutu kuin Kuun ja planeettojen osalta, joten kartastolla on pitempiaikaistakin käyttöä. Liittymällä Karttakeskuksen karttaklubiin (maksuton) tähtikartaston voi hankkia hintaan 19.90 €, tosin siihen luultavasti lisätään postikulut.

Karttakeskuksen tähtikartastoa voin hyvällä syyllä suositella kaikille tähtiharrastajille, ei vain aloittelijoille. Sen loisteliaat ja erittäin selkeät kartat auttavat tunnistamaan tähdistöt. Suurin hyöty kartastosta on varmasti tähtiharrastusta aloitteleville ja alkeiskursseilla oppikirjana.

Juno suojatilaan ohilennon aikana

Ohilento Intian valtemeren yli.
Kuva ESA.

Nasan Juno-luotain ohitti suunnitellusti maapallon myöhään  keskiviikkoiltana Suomen aikaa. Ohitus tapahtui Intian valtameren yläpuolella noin 561 km korkeudella. Ohilennon aikana Juno joutui kuitenkin suojatilaan siinä vaiheessa hieman ennen kuin se tuli ESAn Perth’issä sijaitsevan maa-aseman horisontin yläpuolelle.

Suojatila ei sinällään ole mikään katastrofi, vaan nimenomaan luotaimen tietokoneen määrittelemän tila, jossa se ja havaintolaitteet sietävät vikojen esiintymistä. Suojatilan aikana tietokone lähettää signaalia alentuneella datanopeudella, mutta tietokone silti pysyy toiminnassa. 

Toistaiseksi syytä suojatilaan siirtymiselle ei ole ilmoitettu. Vaihtoehtoa on kuitenkin useita alkaen kosmisen säteilyn aiheuttamasta väliaikaisesta häiriöstä päätyen laitevikaan. Suojatilaan siirtyminen on voinut tapahtua myös ohjelmistovirheestä. Laitevikaa lukuun ottamatta vian korjaaminen pitäisi onnistua suhteellisen helposti.

Suojatilaan siirtymisen jälkeen luotaimen elektroniset laitteet tarkistetaan ennalta suunnitellun tarkistusohjelman mukaisesti. Jos kaikki laitteet toimivat, suojatilasta palataan normaaliin toimintaan tarkistusohjelman suorittamisen jälkeen. Avaruudessa olevat satelliitti ja luotaimet päätyvät suojatilaan huomattavan usein, joten sitä on pidettävä aivan normaalina toimintana.

Juno teki ohilentonsa aikana runsaasti mittauksia ja otti valokuvia maapallon lähiavaruudesta. Ensimmäiset kuvat ja datatiedostot pitäisi olla tätä kirjoitettaessa (perjantaiaamuna) radioituna Maahan. Milloin kuvia sitten julkaistaan, riippuu siitä kuinka paljon USA:n julkisen sektorin sulkeminen toimintoja haitta. Ainakin Nasa on suljettuna.

Aivan ilman kuvia ei meidän tarvitse olla, sillä Paul Cox niminen harrastaja onnistui Kanarian saarilla olevalla etäohjattavalla kaukoputkella valokuvaamaan himmeän luotaimen. Hän julkaisi kuvista tehdyn videon netissä. Se löytyy osoitte1sta

http://tinyurl.com/l2y55h5

http://tinyurl.com/moa7vsu

joista jälkimmäinen on tiedostokooltaan pienempi. Videossa näkyy luotaimen liike tähtitaivaalla.

ESA etsii kosmista anomaliaa

Taiteilijan näkemys Junon
ohilennosta. Kuva ESA.

Tänään kello 22.21 Suomen aikaa Jupiteriin matkalla oleva Juno-luotain singahtaa maapallon ohi noin 561 km korkeudelta. Ohilennon tarkoituksena on lisätä luotaimen matkavauhtia maapallon luovuttaman energian avulla. Lisävauhdin ansiosta Juno pääsee perille Jupiterin järjestelmään vuonna 2016.

Linkoratamenetelmää on käytetty usein planeettakuntaan suunnattujen luotainten matkan vauhdittamiseen, tai hidastamiseen jos on tarkoitus matkustaa Venukseen tai Merkuriukseen. Sopivalla ratajärjestelyllä Maan ja luotaimen välillä tapahtuu energiansiirtoa ja näin säästetään polttoaineessa merkittävästi ja se voidaan käyttää hyväksi lisäämällä luotaimiin havaintoinstrumentteja. Kustannuksena on sitten lisääntynyt matka-aika, mutta se ei välttämättä ole kovinkaan suuri uhraus, sillä laitteistoja voidaan testata ohilentojen aikana.

Junon rata vie sen Intian valtameren
yli vain 561 km korkeudelta.
Kuva ESA.

Ohilentoihin liittyy silloin tällöin esiintyvä ilmiö, josta raketti-insinöörit ovat ihmeissään. Ohilentävä luotain on saanut joko hieman liika tai liian vähän matkavauhtia. Erot laskettuun vauhdin muutokseen eivät ole olleet suuren suuria, vain muutama millimetri per sekunti, mutta muutos on ennakoimaton; joskus se esiintyy ja joskus taas ei.

ESA havaitsi anomalian esiintymisen vuonna 2005 kun komeettaluotain Rosetta ohitti Maan. Sen sijaan seuraavilla ohituskerroilla vuosina 2007 ja 2011 ilmiötä ei havaittu. Nasa havaitsi anomalian Jupiter-luotaimen matkavauhdin muutoksessa vuonna 1990. Vauhti lisääntyi 3,9 mm/s enemmän kuin olisi pitänyt.

Suurin todettu anomalia on 13,0 mm/s Nasan NEAR -luotaimen ohilennolla tammikuussa 1998, kun taas Cassini ohilennolla vuonna 1999 ja Messenger-luotaimen ohilennolla vuonna 2005 anomaliaa ei havaittu lainkaan. Insinöörit ovat syystäkin ihmeissään.

Junon ohilentoa seurataan ESAn maa-asemilla 35 m antenneilla Malarüe’ssa (Argentiinassa) ja 15 m antennilla Perth’issä (Australia) alkaen kello 19 Suomen aikaa. Asemat tallentavat luotaimen lähettämää radiosignaalia, jossa tapahtuvat taajuuden muutokset kertovat luotaimen ja asemien välisen keskinäisen nopeudenmuutoksista. Tarkalla analyysillä voidaan jäljittää mahdollisen matkavauhdin anomalia ennakoituun verrattuna.

Tehtävä ei välttämättä ole kovinkaan helppo, sillä Malarüen maa-asema on suunniteltu seuraamaan etäällä olevia ja hitaalla kulmanopeudella eteneviä luotaimia. Juno sujahtaa Maan ohi läheltä ja suurella nopeudella ja maa-asemilla se näkyy luotaimen liikkeen suurena kulmanopeutena. Näin ollen luotaimen luotettava seuraaminen on erittäin haastava tehtävä.

Malarüen 35 m seuranta-antenni. Kuva ESA.