Jättiplaneetta Jupiter

Jupiter pienellä harrastaja kaukoputkella 

kuvattuna. Jupiterin lisäksi 

kuvassa näkyvät Jupiterin kuut: 

Ganymedes (vasemmalla), 

Europa ja Io (Jupiterista 

oikealle). Kuva Kari A. Kuure.

Aurinkokuntamme suurin planeetta Jupiter on ehdottomasti tähtitaivaan näyttävin kohde aina ensi kevääseen asti. Se on horisontin yläpuolella koko yön ja näkyy hämmästyttävän kirkkaana, vain Venus ylittää sen kirkkauden. Jupiter ei ole vain kirkas, vaan myös suurikokoinen; tarkkasilmäisimmät voivat nähdä sen paljain silmin kiekkona maaliskuun puolivälin tienoille asti. Jupiter näkyy kesään asti Kaksosten tähdistössä.

Jupiterin suuri kirkkaus (–2,5^m) ja näennäinen koko johtuvat yksinkertaisesti siitä, että Jupiterin oppositio on tammikuun 5.päivänä 2014. Oppositio tarkoittaa sitä, että kohde näkyy taivaalla vastakkaisella puolella kuin Aurinko. Tunnetuin oppositio on Kuulla, joskin emme silloin puhu Kuun oppositiosta vaan täysikuusta. 

Jupiterin oppositio merkitsee myös sitä, että maapallon ja Jupiterin välinen etäisyys on lyhyin, vain 4,21 au (629 816 000 km). Vastaavasti konjunktion aikaan (seuraava 24.7.2014) Jupiterin ja Maan välinen etäisyys on suurin ja se on silloin noin 300 000 000 km pitempi.

Planeettana Jupiter on aivan toisenlainen kuin Maa. Jupiter koostuu suurimmaksi osaksi vedystä ja heliumista[1]. Näiden kahden aineen lisäksi Jupiteriin on päätynyt koko joukko muita, kevyehköjä alkuaineita. Sen sijaan kiveä Jupiterissa on suhteellisesti vähemmän kuin aurinkokuntamme sisäosien kiviplaneetoissa, mutta planeetan suuresta massasta johtuen, sitäkin siellä on muutaman maapallon verran.

Kiviytimen yläpuolella on vedestä ja ammoniumista muodostunut jääkerros. Sen yläpuolella on sähköä johtava metallisen vedyn kerros, joka ulottuu noin puoliväliin Jupiterin sädettä. Kerros synnyttää Jupiterin valtavan magneettikentän. Jos pystyisimme näkemään kentän, se näkisi meille täysikuun kokoisena.

Siirryttäessä planeetan ylempiin kerroksiin, vedyn olomuoto muuttuu ja siitä tulee tavallista nestemäistä vetyä. Vaihettumiskerroksessa helium ja siihen liuennut neon muodostava pisaroita ja tiivistyvät nesteeksi metallisen vedyn pinnalle. 

Ytimen ja sitä ympäröivien kerrosten lämpötila on korkeimmillaan useita tuhansia asteita; likipitäen samaa luokkaa kuin Auringon efektiivinen lämpötila (noin 5500 K). Kiinteät ja nestemäiset olomuodot näin korkeissa lämpötiloissa ovat mahdollisia vain hyvin suuressa paineessa. 

Nestemäisen vedyn ja kaasumaisen (molekyylisen vedyn) ilmakehän välinen raja ei ole kovinkaan selkeä. Muutos tapahtuu vähitellen noin 15 000 km (± joitakin tuhansia kilometrejä) pilvipeitteen alapuolella. Paine tässä kerroksessa on noin 100–200 Mpa[2]. 

Jupiterin yläilmakehän rakenne. 

Paine 10⁵ Pa vastaa ilmakehän 

painetta maanpinnalla ja 

tässä paineessa esiintyy 

vyöhykkeiden pilvet. 

Kuva Wikimedia Commons.

Se mitä näemme Jupiterista, on planeettaa peittävä pilvipeite. Se on useista eri kerroksista ja kemiallisista yhdisteistä koostuva, samoin kuin kerrosten lämpötilat ja tuuliolosuhteet poikkeavat suuresti toisistaan. Alimmassa kerroksessa [3]on runsaasti kerrostuneita pilviä, jotka muodostuvat ammoniakista, ammoniumvetysulfidista ja vedestä. 

Vaaleimmat alueet ovat vyöhykkeitä (zones) ja tummat vöitä (belts). Molemmat pilvikerrostumat kiertävät Jupiteria nauhana, joiden muoto on seurausta Jupiteria kiertävistä suihkuvirtauksista. Vaaleilla vyöhykkeillä virtaukset tuovat ilmakehän kaasuja alhaalta ylöspäin ja sen seurauksena ammonium (NH₃)muodostaa vaaleita pilviä näille alueille. 

Tummempien vöiden alueella ilmavirtaus on laskeva ja pilvet muodostuvat suurimmaksi osaksi ammoniumvetysulfiitista (NH₄HS) ja vedestä (H₂O).

Jupiterin ilmakehän virtausten synty ei ole kovinkaan hyvin tunnettua. Tutkijat ovat kehittäneet useita toisistaan poikkeavaa malleja, jotka pystyvät selittämään osan havaituista ilmiöistä. Ensimmäinen malli[4] perustuu stabiileille ilmakerrosten järjestelmälle ja toinen, syvä malli[5], jonka mukaan nestemäisen vedyn kerrostumaan asti ulottuvalla sylinterit muodostava Jupiteria kiertävän virtausjärjestelmän.

Vöiden ja vyöhykkeiden lisäksi Jupiterin pilvipeitteessä on nähtävissä monenmoisia pyörteitä ja muita sääilmiöitä. Merkittävin näistä on Suuri punainen pilkku (GRS), joka on ollut näkyvissä yhtäjaksoisesti ainakin 350 vuoden ajan[7]. Tämän lisäksi GRS:stä etelään on Ovaali BA, joka myös on punainen. Nämä ja osa muistakin pyörteistä on antisykloneja[6].  Ovaali BA puolestaan syntyi vuonna 2000 kolmen valkoisen syklonin yhdistyessä. GRS on kooltaan 2–3 maapallonkokoinen.

Suureen punaiseen pilkkuun 

maapallo mahtuisi pari 

kertaa. 

Kuva PD-USGOV-NASA/

Wikimedia Commons.

Jupiterin ilmakehän syklonit ovat suurimmaksi osaksi (noin 90 %) antisykloneja. Niiden kesto on sitä pidempi mitä suuremmasta syklonista on kysymys. Halkaisijaltaan noin 1000 – 6000 km olevat syklonit ovat yleensä näkyvissä useita vuosia.  Sykloneja esiintyy vain keski- ja korkeilla leveysasteilla, sillä 10° leveyspiirien välillä niitä ei ole koskaan nähty. Ilmeisesti olosuhteet ovat sellaiset, että syklonit muuttuvat epävakaiksi jos siellä sellaisia esiintyisi ja ne katoaisivat ennen kuin olisivat edes syntyneetkään.

Kuluva talvi on Jupiterin havaintomahdollisuuksien kannalta erinomainen. Planeetta on näkyvissä koko yön ja etelässä ollessaan se on korkealla taivaalla. Lisäksi opposition läheisyys tekee Jupiterista näyttävän kohteen, jonka pilvipeitteestä on mahdollisuus tehdä monia mielenkiintoisia ja yksityiskohtaisia havaintoja. Itse planeetan lisäksi Jupiterin suurimmat kuut antavat oman lisämausteensa havaitsijoille ja valokuvaajille. Esimerkiksi Jupiterin pilvipeitteessä näkyy kuiden varjoja säännöllisesti niiden kulkiessa Jupiterin ediste.

Huomautukset

[1] Jupiter vastaa koostumukseltaan Aurinkoa aurinkokunnan syntyaikoina. Vedyn ja heliumin lisäksi Jupiterin ilmakehässä on pieniä määriä metaania, ammoniakkia, rikkivetyä ja vettä. Vesipitoisuus on kuitenkin yllättävän alhainen, kun otetaan huomioon yhdisteen yleisyys aurinkokunnassa.

[2] MPa on miljoona Pascalia ja yksi Pascal on 1 N/m² . Ilmakehän ilmanpaine maanpinnalla on noin 0,1 Mpa.

[3] Jupiterin ilmakehä on ajateltu muodostuvan samalla tavalla kuin maapallonkin: alimpana on troposfääri, sen yläpuolella stratosfääri ja termosfääri ja ylimpänä eksosfääri. Sääilmiöt ja pilvisyys esiintyy troposfäärissä.

[4] Malli kehitettiin 1960-luvulla ja se perustuu aika pitkälti maapallon ilmakehän malleihin. Mallin heikkoutena on, että vaikka se pystyy selittämään Jupiterin pilvipeitteessä esiintyvien kapeiden pilvinauhojen synnyn, mutta ei juurikaan muita ilmiöitä. Näistä vakavin epäonnistuminen ekvaattoriseudun super-pyörivä (Jupiterin pyörimissuuntaan etenevä) suihkuvirtaus. Mallin mukaan virtaus pitäisi olla taaksepäin suuntautunut. Lisäksi Galileo-luotaimen tekemien havaintojen mukaan virtaukset ulottuvat paljon vesipilviä syvempiin ilmakerroksiin, kun taas malli edellyttää virtausten hiljenevän syvällä ilmakehässä.

[5] Syvämallin kehitti F. H. Busse vuonna 1976 ja se perustuu nestevirtaus (fluidi) -teoriaan. Teorian mukaan Jupiterissa tapahtuvat virtausten ajatellaan syntyneen sylinterimuotoisesti pyörivän kappaleen pyörimisakselin suuntaisesti. Sylinterien osien virtausnopeudet poikkeavat toisistaan ja niillä leveysasteilla, joissa sylinterien rajapinnat kohtaavat pilvipeitteen, esiintyvät havaitut suihkuvirtaukset. Itse sylinterit näkyvät vöinä ja vyöhykkeinä. 

Tämäkään malli ei ole täysin tarkka, ja siitä on julkaistu parannettu versio vuonna 2004. Sen mukaan kaasumaisen (molekyylisen) vedyn osuus Jupiterista olisi vain noin 10 % Jupiterin säteestä.
Näyttää ilmeiseltä, että Jupiterin sisäinen lämmöntuotanto (kokonaisteho 335 ± 26 × 10¹⁵ W) on merkittävässä asemassa ja täytyy ottaa huomioon malleja kehitettäessä.

[6] Sykloni ja antisykloni ovat laaja-alaisia tuulijärjestelmiä. Antisyklonissa keskustan ilmanpaine on suurempi kuin reunoilla ja pohjoisella pallonpuoliskolla sen pyörimissuunta on myötäpäivään ja eteläisellä pallonpuoliskolla vastapäivään. Sykloni on puolestaan matalapaineinen ja sen kiertosuunta pohjoisella pallonpuoliskolla on vastapäivään ja eteläisellä pallonpuoliskolla myötäpäivään.

[7] Ensimmäiset merkinnät pilkusta löytyvät Giovanni Domenico Cassinin (1625–1712) muistiinpanoista vuodelta 1665. 

Komeetta C/2013 R1 (Lovejoy)

Komeetta C/2013 R1 (Lovejoy) 

kuvattu 13. marraskuuta 

kello 4.45.08. 

Kuva Wikimedia Commons/BG.

Jos komeetta ISON tuotti pettymyksen hajoamalla periheliohituksen aikana pölyksi, niin komeetta Lovejoy on hieman toista maata. Se saavuttaa perihelin 22. joulukuuta (2013) 0,8 au etäisyydellä Auringosta, eikä näin ollen ole lähelläkään sitä pistettä missä Auringon aiheuttamat vuorovesivoimat voisivat riipiä komeetan ytimen kappaleiksi.

Turvallisesta etäisyydestä johtuen, komeetan kirkkaus ei ole muodostunut kovinkaan suureksi, tällä hetkellä se on saavuttanut noin 4,5^m kirkkauden. Jos suuria purkauksia komeetan ytimessä ei tapahdu, niin kirkkaus pysyttelee suunnilleen tässä arvossa joulukuun loppupuolelle asti. Kirkkaus on sen verran suuri, että jotkut tarkkasilmäisimmät voivat nähdä sen paljain silmin ja muut voivat turvautua kiikareihin. Oheinen etsintäkartta osoittaa komeetan sijainnin luoteisella taivaalla kello 21 Suomen aikaa.

Komeetta Lovejoyn etsintäkartta.

Komeetta on sirkumpolaarinen, joten etsintäkarttaa voi käyttää muinakin vuorokauden aikoina, kunhan vain valitsee katselusuunnan tähtitaivaan pyörimissuunnan ja nopeuden mukaisesti oikein.

Komeetta C/2013 (Lovejoy) löysi Terry Lovejoy syyskuun 7. päivänä vain 200 mm kaukoputkellaan. Löytöhetkellä komeetta oli vielä eteläisellä tähtitaivaalla mutta siirtyi pohjoiselle tavaan puoliskolle lokakuun 14. päivänä. Marraskuun alussa komeetta oli jo näkyvissä paljain silmin.

Maan ja komeetan välinen etäisyys oli lyhyimmillään marraskuun 19., jolloin etäisyyttä oli 0,3967 au (59 350 000 km). Tällöin komeetan kirkkaus oli noin 5^m. Nykyisen kirkkauden (noin 4,5^m) odotetaan säilyvän ainakin perihelin ohituksen ajan, jonka jälkeen kirkkaus putoaa suhteellisen hitaasti. Kiikari kohteena se pysyttelisi ennusteiden mukaan aina helmikuulle asti, ehkä hieman pitempäänkin.

Kiveä vai jäätä?

Geminidejä Pendleton (Oregon) yllä.
Kuva Thomas W. Earle

Joka vuosi joulukuun puolivälissä (13–14.12.) nähdään nopeita ja kirkkaita meteoreja, jotka näyttävät saapuvan ilmakehään Kaksosten tähdistön alueelta. Meteorit tunnetaan geminideinä ja monet meteoriharrastajat pitävät parvea vuoden kauneimpana. Yhden tunnin aikana voidaan nähdä toistakymmentä hienoa meteoria, jotka piirtävät pitkän vanan taivaalle.

Kuten tunnettua, meteoriparvet ovat saaneet alkunsa jonkin komeetan jälkeensä jättämästä pölyvanasta. Toisin on ollut geminidien laita, sillä Nasan avaruuteen sijoittama IRAS-obserbatorion vuonna 1983 ottamista kuvista löytyi asteroidi, joka sain tunnuksekseen 3200 Phaethon. Sen rata muistutti geminidien laskettua rataa ja yhteen kierrokseen Auringon ympäri kului 1,4 vuotta. Asteroidilla ei kuitenkaan havaittu olevan pyrstöä, joten arvoitus vain syveni.

Kalifornian yliopistossa työskentelevän professori Dave Jewitt’in johtama tutkijaryhmä havaitsi Nasan Stereo luotaimen vuonna 2010 ottamista kuvista oudon ilmiön – asteroidin kirkkaus kasvoi yhtäkkiä kaksinkertaiseksi kun se lähestyi Aurinkoa. Ainoa selitys asialle oli, että asteroidin on täytynyt kehittää ympärilleen komeettamainen koma[1].

Stero-observatorion ottama kuva
asteroidi 3200 Phaewthon'ista.
Kuvasta on helppo havaita, että
asteroidilla on pieni koma ja pyrstö.
Kuva Jewitt, Li, Agarwal /
NASA/STEREO.

Jewittin täytyi keksiä kappaleelle uusi määritelmä ja niinpä hän ryhtyi kutsumaan asteroidia kivikomeetaksi (A rock comet).  Kappale on varmasti asteroidi[2], mutta sillä esiintyy komeettamaisia piirteitä joissakin ratansa osassa.

Kuinka pieni (Ø ~5 km) kivinen asteroidi voisi kehittää koman ja pienen pyrstön, sekä aiheuttaa meteoriparven? Tässäpä kysymyksiä joihin ei ollut kovin helppo vastata. Jewittin tutkimusryhmä julkaisi viime syyskuussa[4] tutkimustuloksensa, jonka mukaan pöly on todellakin peräisin 3200 Phaethon asteroidista.

Teorian mukaan asteroidin pintalämpötila kohoaa radan perihelin läheisyydessä[3] jopa 700 °C lämpötilaan. Tämä merkitsee sitä, että lyhytkestoisella radalla olevan kappaleen pinnalla ei voi esiintyä vesijäätä. Ainoa ajateltavissa oleva koman ja pyrstön muodostamiseen on kiviperäinen pöly.

Pöly muodostuu asteroidin pinnalle lämpörapautumisen seurauksena. Perihelin läheisyydessä asteroidin pinta kuumenee ja laajenee merkittävästi ja vastaavasti radan kaukaisemmassa puoliskossa aphelin läheisyydessä pintamateriaali kylmenee ja supistuu voimakkaasti. Mikään kivi ei tätä kestä vaan murenee hienojakoiseksi pölyksi[5]. Joukkoon mahtuu jonkin verran hiekanjyvän kokoisia isompiakin kappaleita. Irronnut aine on riittävän pientä, jotta Auringon säteilypaine ja aurinkotuuli puhaltaa sen asteroidin pinnalta avaruuteen komaksi ja pyrstöksi.

Huomautukset

[1] Koma on yleensä komeetan jäisen ytimen ympärille kehittyvä ”ilmakehä”, joka koostuu ytimestä haihtuneesta vesihöyrystä ja vapautuneesta pölystä kun komeetta lähestyy ratansa periheliä. Komeetoilla ensimmäiset merkit kehittyvästä komasta nähdään siinä vaiheessa, kun komeetta on lähestymässä aurinkokunnan sisäosia suunnilleen Jupiterin radan (~5 au) etäisyydellä Auringosta. Joskun koma kehittyy jopa hieman kauempana Jupiterin ja Saturnuksen radan välisellä alueella.

[2] Asteroidien ja komeettojen ero on paitsi rakenteessa, niin myös radoissa. Asteroidit koostuvat suurimmaksi osaksi kivestä, mutta usein niissä on havaittu olevan jonkin verran vesi- ja muiden normaalisti kaasumaisten aineiden jäitä. Komeetat puolestaan ovat suurimmaksi osaksi vesijäätä ja vain vähäisessä määrin pölyä.

Asteroidien alkuperä on Marsin ja Jupiterin ratojen välisessä avaruudessa (2–3.5 au Auringosta), jota kutsutaan pääasteroidivyöhykkeeksi. Komeetat puolestaan kiertävät Aurinkoa vähintään Neptunuksen radan ulkopuolella (> 30 au), vaikkakin useimmat ovat peräisi vielä kauempaa Oortin pilvestä (~100 000 au).

[3] Asteroidin perihelietäisyys on suunnilleen 0,14 au eli noin 21 000 000 km Auringosta.

[4] 10.9.2013 Lonttoossa pidetyssä European Planetary Science Congress (EPSC) 2013:sta.

[5] Samasta syystä saunan kiukaassa kivet murenevat pieniksi murusiksi ja kivet täytyy vaihtaa säännöllisin väliajoin.

Suuri hämmennys

Stero A observatorion valokuvista
koottu time-lapsevideo
ISON-komeetan periheliohituksesta.
Kuva Nasa.

Komeettatutkijoiden keskuudessa vallitsee suuri hämmennys komeetta C/2012 S1 (ISON)  perihelin jälkeisestä tilasta. Periheliohituksen aikana ja ennen sitä, komeetta menetti ilmeisesti hyvin suuren osan ytimestään. Jäljelle jäänyt osa on luultavasti kasa jäänkappaleita, jotka saattavat kadota kokonaan lähipäivien aikana.

Tutkijat arvioivat, että komeetan kirkkaus on noin 5^m, joten paljain silmin ei ole mitään nähtävää siinä vaiheessa, kun komeetan jäänteet poistuvat Auringon kilosta. Tällä hetkellä se on vielä sen verran lähellä Aurinkoa, että vaalea ilta- tai aamutaivas estää komeetan näkymisen.

Se mitä tapahtuu seuraavaksi, on täysi arvoitus. Vaihtoehto yksi on, että komeetan jäljelle jääneet rippeet jatkavat matkaansa entisellä radalla ja ne hiipuvat hitaasti aina vain himmeämmäksi. Vaihtoehto kaksi on, että säilynyt komeettaydin on sen verran suuri, että siellä voi tapahtua merkittävä purkaus, joka kasvattaisi komeetan kirkkautta merkittävästi ja komeetta näkyisi paljain silmin matkallaan kohti pohjoista taivaannapaa. Kolmas vaihtoehto on se, että komeetan jäännökset haihtuvat kokonaan ja jäljelle ei jää muistoa enempää.

Stereo B observatorion valokuvista
koottu time-lapsevideo.
Kuva Nasa.

Olipa komeetan tulevaisuus millainen tahansa, tutkijat pyrkivät tekemään jäänteistä lisähavaintoja ja päättelemään niiden avulla mitä oikein tapahtui? Joka tapauksessa havainnot ja tutkimukset ottavat aikaa muutamia kuukausia, joten vastauksia avoimiin kysymyksiin ei saada kuin aikaisintaan ensikeväänä.

Yksi asia on kuitenkin vahvistunut: komeetat ovat täysin arvaamattomia kohteita, joiden kirkkaus ja tapahtumat ytimessä ovat aina yllätys tutkijoille ja harrastajille. Joskus kuitenkin komeetasta tulee hieno luonnonilmiö, johon suuri yleisö voi omin silmin tutustua. Tällä kertaa niin ei käynyt, mutta eipä se ollut ensimmäinen kerta ja tuskinpa viimeinenkään.