Komeettojen arvoitus – 67P/Churyumov–Gerasimenko

Komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenko. Kuva ESA.

Osa 2

67P/Churyumov–Gerasimenko ^[1] komeetan löysivät 11. syyskuuta vuonna 1969 Kiewin yliopiston astronomisessa observatoriossa työskennellyt Klim Ivanovych Churyumov ja löytöön johtaneen valokuvan ottanut Svetlana Ivanovna Gerasimenko (Alma-Ata astrofysikaalinen Instituutti).  Gerasimenko oli ollut tutkimassa ja valokuvaamassa komeetta Comas Solà.

Churyumov tarkasti valokuvan ja löysi komeetan kuvalaatan reunasta ja päätteli sen olevan komeetta Comas Solàn. Vasta palattuaan Kiewiin ja uudelleen tarkastelleessaan (22.10.1959) kuukautta aikaisemmin otettua valokuvaa Churyumov huomasi, että löydetty kohde ei voinut olla etsitty, sillä Comas Solàn olisi pitänyt olla 1,8° lasketusta paikasta. Näin suuri ero ei luonnollisestikaan tullut kysymykseen, joten valokuvattu kohde täytyi olla uusi komeetta.

Löydetyn komeetan 67P radan tarkastelu osoitti, että periheli oli 2,7 au etäisyydellä Auringosta ennen vuotta 1959. Helmikuussa 1959 komeetta teki Jupiterin lähiohituksen, jonka seurauksena radan periheli siirtyi nykyiseen 1,2432 au etäisyyteen Auringosta. Radan etäisin piste on 5,6829 au Auringosta ja kiertoaika on noin 6,44 vuotta. Komeetta kiertää lähellä ekliptikaa sillä radan kaltevuus (inklinaatio) on 7,0405°.

Komeetan pyöriminen itsensä ympäri on kokenut mielenkiintoisen muutoksen vuoden 2009 perihelin aikaan. Ennen sitä pyörimisaika oli 12,76 tuntia ja perihelin jälkeen pyörähdysaika oli 12,4 tuntia. Tutkijat arvelivat pyörimisen vauhdittuneen komeetasta haihtuneen vaikutuksesta.

Seuraavan kerran 67P/Churyumov–Gerasimenko on perihelissä 13. syyskuuta 2015. Sitä ennen komeetta on helmikuussa 2015 konjunktiossa^[2] Auringon kanssa, jolloin etäisyyttä Maasta on 3,3 au. Komeetta lähestyy periheliä etelätaivaalla ja 5. toukokuuta se ylittää tähtitaivaan ekvaattorin tullen paremmin nähtäväksi pohjoiselta pallonpuoliskolta. Syyskuun perihelin jälkeen se näkyy Kaksosissa ja sen odotettu kirkkaus olisi silloin noin 11^m. Komeetta vaatii siis näkyäkseen vähintään kiikarin käyttämistä havaintovälineenä.

Komeetta 67P:n etsintäkartta ensi syyskuulle.
Komeetan paikka on esitetty  perihelin aikaan
13.9.2015 kello 3. Kuva Kari A. Kuure.

Euroopan avaruusjärjestön Rosetta-luotaimen lähestyessä komeettaa, havaittiin, että se on kuin kahdesta kappaleesta koostunut, 4,1×3,2×1,3 km kokoinen kappale. Massaa sillä on noin 10¹³ kg ja keskitiheys 400 kg/m³. Pieni keskitiheys osoittaa sen olevan hyvin huokoinen tai sen sisällä on isoja onkaloita.  Suuret onkalot eivät sinällään olisi mitenkään yllättäviä, sillä komeetat voivat hyvinkin koostua löyhästi toisiinsa kiinnittyneistä pienemmistä kappaleista. Pinnan lämpötila vaihtelee 205–230 K (–68 … –43 °C) välillä.

Syyskuussa 2015 komeetta kohoaa Tampereen horisontin yläpuolelle noin kello 23 aikoihin ja on etelässä heti auringonnousun jälkeen. Näin ollen aamuyön pimeimmät tunnit ovat parasta havaintoaikaa, jolloin komeetta näkyy kello 3 noin 28° korkeudella idässä.

Huomautukset

[1] Suomenkielinen translitterointi on 67P/Tšurjumov–Gerasimenko. Englanninkielisissä teksteissä siitä voidaan käyttää myös lyhyempiä ilmaisuja kuten Chury, 67P/C-G tai comet 67P.

[2] Konjunktiossa ollessaan kohde näkyy samassa suunnassa taivasta maapallolta katsottuna.

Rosetta-emoalus jatkaa aktivoituvan komeetan havainnointia

Komeetta 67P/Churyumov-Gerasimenko. Kuva ESA.

Ilmatieteen laitos 19.11.2014 10:58

67P/Churyumov-Gerasimenko-komeetta saavuttaa kiertoratansa Aurinkoa lähimmän pisteen elokuussa 2015. Tuolloin se on lähempänä Aurinkoa kuin Mars. Komeettaan kohdistuva (Auringon) säteilyteho nousee noin kuusinkertaiseksi verrattuna tämänhetkiseen, jossa komeetta on vielä Marsin ja Jupiterin puolivälissä. Kasvava säteily höyrystää ytimen materiaalia, jolloin komeetan ympärille muodostuu ytimestä pakenevasta vedestä ja muista aineista koostuva huntu, koma. Tästä kasvaa pyrstötähden näkyvä pyrstö säteilypaineen ansiosta.

Rosetta on vasta tiedeohjelmansa alussa ja havainnoi komeetalta pakenevia kaasuja ja pölyä usealla eri mittalaitteella. Havainnoista saadaan yksityiskohtaista tietoa komeetan alkuainepitoisuuksista ja kemiallisesta koostumuksesta. Komeetan aktivoituminen sekä pyrstön muodostuminen ovat yksi keskeisiä Rosetan tutkimuskohteita.

Rosetalla useita Ilmatieteen laitoksen tutkimuslaitteita

Ilmatieteen laitos on osallistunut Rosetta-emoaluksen COSIMA-pölymittalaitteen, sekä ICA- (ionit), MIP- (plasma) ja LAP- (plasma ja elektronit) RPC-plasmamittalaitteiden rakentamiseen. Emoaluksen laitteet ovat hyvässä kunnossa ja jatkavat toimintaansa suunnitellusti. Laitoksella tutkitaan erityisesti Rosetta-emoaluksen COSIMA-mittalaitteen havaitsemia komeetan pölyhiukkasia sekä RPC-mittalaitteiden havaintoja ytimestä pakenevista kaasuista.

"COSIMA on pienoislaboratorio, jolla voidaan mitata yksittäisten pölyhiukkasten alkuainepitoisuuksia. Alkuaineiden perusteella voidaan määrittää, mitä mineraaleja komeetalta löytyy", kertoo Ilmatieteen laitoksen tutkija Riku Järvinen. COSIMA on jo kerännyt useita pölyhiukkasia ja määrittänyt mm. Boris-nimen saaneen pölyhiukkasen koostumusta. Boris sisältää COSIMAn tuottamien tulosten mukaan ainakin natriumia ja magnesiumia.

RPC-mittalaitteet havaitsevat sähköisesti varattuja hiukkasia, sekä komeetan sähkömagneettista ympäristöä eli plasmaa. Mittaukset kertovat siitä, miten komeetta vuorovaikuttaa Auringosta tulevan jatkuvan hiukkasvirran eli aurinkotuulen kanssa. RPC on havainnut komeetan lähellä värähtelevän magneettikentän, jonka aiheuttaa todennäköisesti komeetalta avaruuteen pakenevat ionisoituvat hiukkaset. Signaali on kuunneltavissa ääneksi muutettuna osoitteessa:
https://soundcloud.com/esaops/a-singing-comet

PP-mittalaite havannoi pinnan vesijääkerrosta

Ilmatieteen laitoksen Philae-laskeutujaan toimittamat SESAME/PP-mittalaite ja massamuisti toimivat hyvin laskeutumisvaiheessa ja myös rankan laskeutumisen jälkeen. PP-instrumentin mittaussarja viittaa siihen, että Philaen alla on vähintään osittain huomattava vesijääkerros. Tarkemmat yksityiskohdat ovat vielä analyysoitavana. PP:n sisarlaite SESAME/CASSE havaitsi akustisilla antureillaan, että pinnan lähellä oleva jääkerros on myös yllättävä kova.

Philae seisoo nyt alue "B":n reunassa puolivarjossa, mihin aurinko pääsee vain noin puolitoista tuntia komeetan 12,4 tuntia kestävän päivän aikana. Tämä riittää pitämään elektroniikan elossa niin, että energia riittää ottamaan radioyhteyden Rosettaan tammikuun aikana, jolloin komeetta on lähempänä Aurinkoa. Jos yhteys saadaan syntymään, havaintojen tekoa voidaan jatkaa syksyyn asti, koska nykyinen varjopaikka suojaa samalla laitteita ylikuumenemiselta Auringon lähellä.

Komeettojen arvoitus

Oortin ja Hillsin komeettapilvet aurinkokunnassa.
Kuva Wikimedia Commons.

Osa 1

Komeetat syntyivät aurinkokunnan alkuaikoina ^[1] kaukana Neptunuksen radan ulkopuolella ja muodostavat nykyisin Oortin ^[2] pilvenä tunnetun pallomaisen alueen. Oortin pilvessä on miljardeja komeettaytimiä ja kaukaisimmat niistä ovat noin yhdestä kahteen valovuoden etäisyydellä^[3] Auringosta. Näin etäällä niihin kohdistuva Auringon lämpösäteily on hyvin minimaalista ja niinpä Oortin pilven komeetat ovatkin muuttumatonta ainetta aurinkokunnan syntyajoilta.

Kaukaisimmat Oortin pilveen syntyneet komeettaytimet ovat puhtaimmillaan vain jäistä muodostuneita kappaleita. Jäänä esiintyviä aineita vesijään (H₂O) lisäksi ovat hiilimonoksidi (CO), hiilidioksidi (CO₂), metaani (CH₄), cyaani(CN), cyaanivety (HCN), ammoniakki(NH₃), ammonium (NH₄⁺), formadehydi (H₂CO) sekä hyvin pieniä määri orgaanisia yhdisteitä (etaani, etanoli, glysiini (amonohappo) yms.).  

Lähempänä Aurinkoa syntyneisiin komeettaytimiin on sekoittunut enemmän tai vähemmän erilaisia mineraaleja. Yleisimmät mineraalit ovat muodostuneet piistä (Si), hapesta (O), raudasta (Fe) ja muista rautaryhmän alkuaineista. Mineraalit ovat muodostaneet pölyä tai jopa pieni kiviä.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa tullaan, sitä enemmän komeettojen materiasta on pölyä ja kiveä. Niinpä Oortin pilven sisäreunan komeetoista kiviainesta saattaa olla niin paljon, että niiden erottaminen varsinaisista asteroideista voi olla vaikeaa. Havaintojen mukaan joukolla asteroideja on komeettamaisia piirteitä ja joukolla komeetoilla on joitakin asteroideille tyypillisiä ominaisuuksia. Näin ollen mitään rajaa komeettojen ja asteroidien välille on vaikea vetää.

Komeettojen radat Oortin ja Hillsin pilvissä eivät ole stabiileja vaan muuttuvat ajan kuluessa. Syitä muutoksiin on useita, mutta merkittävimmät syyt ovat lähitähtien ohitus ja komeettojen keskinäiset gravitaatiohäiriöt. Häiriöt muuttavat vähäisessä määrin kappaleiden ratoja ja muutosten seurauksena vuosittain muutamia kymmeniä komeettoja suuntaa kulkunsa aurinkokunnan sisäosia kohti.

Lähestyessään aurinkokunnan sisäosia, komeetoissa tapahtuu perustavaa laatua olevia muutoksia. Lisääntynyt uv-valo saa aikaan kemiallisten reaktioiden sarjan, jonka seurauksena komeettojen pinnalle syntyy orgaanisten^[4] yhdisteiden kerrostumia. Kemiallisten yhdisteiden muodostumista tapahtuu merkittävästi jo Hills’in pilvessä. Tämän seurauksena komeettojen valoa heijastava ominaisuus vähenee, toisin sanoen ytimet tummuvat ja tummeneminen on sitä nopeampaa mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetat tulevat.

Komeetan rakenne. Kuva Wikimedia Commons.

Komeetta aurinkokunnan sisäosassa

Jos aurinkokunnan sisäosia lähestyvän komeetan radan periheli on riittävän lähellä Aurinkoa, niin noin Jupiterin radan tienoilla komeetalle syntyy ensin koma^[5] ja myöhemmin pyrstö. Ne muodostuvat lämmön vaikutuksesta tapahtuvasta sublimaatiosta helposti haihtuvista jäistä. Toisin sanoen, komeetasta haihtuu vettä ja muita kaasuja. Vapautuva vesi- ja kaasumäärä on sitä suurempaa mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetta etenee.

Kaasupyrstössä tapahtuu uv-valon vaikutuksesta yhdisteiden (veden) hajoamista ja ionisoitumista. Ionisoitunut kaasu aiheuttaa liikkeillään ja määrän vaihteluillaan komeetalle indusoituneet magneettikentän, johon puolestaan aurinkotuulen varautuneet hiukkaset (elektronit ja protonit) saavat aikaan oman vaikutuksensa. Näin ollen komeetan ympärille syntyy oma lähiavaruuden avaruussää, jota vasta viime vuosina on pystytty tutkimaan.

Haihtuvien kaasujen vapautuminen irrottaa komeetan kuorikerroksesta myös pölyjä. Pöly muodostaa komeetalle toisen pyrstön, jonka suunta poikkeaa kaasupyrstön suunnasta. Syy tähän on valonpaine, jonka vaikutus on voimakkaampaa pölyhiukkasiin kuin kaasuihin. Pölypyrstö suuntautuu kutakuinkin aina Auringosta poispäin riippumatta komeetan liikesuunnasta. Pölypyrstö näkyy heijastamalla auringonvaloa, kun taas kaasupyrstö emittoi valoa, joka syntyy elektronien rekombinaatiosta atomiytimien orbitaaleille.

Komeetan lähestyessä Aurinkoa, sen tulevaisuus riippuu perihelipisteen etäisyydestä. Jos komeetat ovat Aurinkoa hipovilla radoilla, ne voivat tuhoutua voimakkaasta haihtumisesta ja ytimen heikosta rakenteesta johtuen. Hieman kauempana, tai jos komeetta on riittävän isokokoinen, hajoaminen voi olla vain pirstoutumista pienemmiksi komeettaytimiksi, jotka jatkavat samalla radalla. Näin syntyy komeettaperheitä, joiden radat muistuttavat toisiaan. Tunnetuin auringonhipoja-komeettaperhe on Kreutzin ryhmä johon on kuulunut useita kymmeniä komeettoja. Kreutzin ryhmä ei kuitenkaan ole ainoa auringonhipojien ryhmä vaan nykyisin tunnetaan jo muitakin.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) ei
kestänyt periheliohitusta vaan
pirstoutui kokonaisuudessaan.
Kuva Nasa/Soho.

Pirstoutumista voi tapahtua muustakin syystä kuin haihtumisen heikentämien rakenteiden pettämisenä. Periheliohituksen aikana komeetan sisään voi kertyä nestemäistä vettä ja kaasuja sisältämiä taskuja. Paine näissä taskuissa voi ylittää kiinteän aineen koheesio- ja adheesiovoimista johtuvan lujuuden, jonka seurauksena komeetassa tapahtuu purkaus. Purkaus voi olla niin raju, että itse komeettaydin pirstoutuu.

Silloin tällöin käy niin, että alun perin hyperbolisella radalla aurinkokunnan sisäosia lähestyvä komeetta joutuu Jupiterin gravitaation vaikutuspiiriin. Tämän seurauksena komeetan rata muuttuu tavalla tai toisella. Usein rata muuttuu lyhytkestoisemmaksi (kiertoaika alle 200 vuotta), jolloin niistä puhutaan Jupiterin komeettaperheenä^[6]. Ratamuutos voi tietysti aiheutua myös muiden planeettojen lähiohituksesta. Tunnetuin lyhytkestoisista komeetoista on Halleyn-komeetta, jonka kiertoaika on 76 vuotta. Halleyn komeetan alkuperänä pidetään kuitenkin Oortin pilveä.

Lyhytkestoisella radalla olevat komeetat joutuvat säännöllisesti alttiiksi voimistuneelle lämpösäteilylle. Tämän seurauksena komeetat menettävät vettä ja muita haihtuvia kaasuja suhteellisen nopeasti. Tutkijat arvioivatkin, että yksi yksittäinen komeetta tekee korkeintaan noin 1 000 kierrosta Auringon ympäri ennen täydellistä haihtumistaan.  Yhden periheliohituksen aikana komeetan säde pienenee noin 1–2 metrillä riippuen perihelietäisyydestä.

Paluu

Alkuperäisellä radalla tai radalla, jossa tapahtuneet muutokset ovat olleet vähäisempiä, komeetta palaa takaisin Oortin pilveen. Jos paluurata on hyperpeli, komeetta poistuu Auringon vaikutuspiiristä tähtienväliseen avaruuteen. Jos paluurata on paraabeli tai ellipsi, komeetta pysyttelee aurinkokunnassa, mutta palaa aurinkokunnan sisäosiin vasta tuhansien tai jopa kymmenientuhansien vuosien kuluttua.

Huomautukset

[1] Kaikki Aurinkoa kiertävien kappaleiden ajatellaan syntyneen protoaurinkoa kiertäneestä protoplanetaarisesta kiekosta tiivistymällä. Protoplanetaarisen kiekon lämpötila oli korkeampi lähellä protoaurinkoa ja viileni sitä mukaa mitä kauemmas vielä voimakkaasti kehittyvästä Auringosta siirryttiin.

Lämpötilajakauma jaotteli protoplanetaarisen kiekon ainesisällön siten, että korkeammassa lämpötilassa tiivistyvät aineet (mineraalit) kiteytyivät kiinteään olomuotoon lähempänä Aurinkoa kuin matalammassa lämpötilassa tiivistyvät (vesi, hiilidioksidi, häkä, metaani jne.) Tästä syystä kivestä muodostuneet planeetat ovat lähempänä Aurinkoa kuin runsaasti kevyitä alkuaineita sisältävät jättiplaneetat.

Komeetat, jotka muodostuivat suurimmaksi osaksi useiden eri aineiden muodostamista jäistä, syntyivät hyvin kaukana Auringosta. Komeettaytimien ajatellaan kuitenkin tiivistyneen nykyistä sijaintia paljon lähempänä mutta sinkoutuneet aurinkokunnan ulkorajalle suurten planeettojen (Jupiter, Saturnus, mahdollisesti Uranus ja Neptunus) aiheuttamista gravitaatiohäiriöistä johtuen.

Tähtitieteilijä Harold F. Levison (Southwets Research Institute, Boulder, CO) ehdotti vuonna 2010, että Oortin pilveen olisi tullut myös kaapatuksi merkittävästi tähtien välisessä avaruudessa ajelehtineita komeettaytimiä.

[2] Komeettapilven ajatuksen julkaisi vuonna 1950 alankomaalainen tähtitieteilijä Jan Oort (28.4.1900–5.11.1992). Komeettapilveä alettiin kutsua ajatuksen esittäjän mukaisesti Oortin pilveksi. Suoranaisia havaintoja ei pilvestä ole tehty, mutta sen olemassa olo on osoitettu välillisesti komeettojen ratoja tutkimalla. Aivan tuoreimmat tutkimukset tähtiä ympäröivista materiasta osoittavat Oortin pilven kaltaisten rakenteiden olemassa olon.

Oort itse päätteli pilven olemassa olon siten, että hän huomasi pitkäkestoisten komeettojen ratojen aphelin olevan useimmiten lähellä 20 000 au. Nykyisin pilven olemassa olo on tutkijoiden yleisesti hyväksymä.

Lähes Oortin pilven kaltaisen ajatuksen esitti jo vuonna 1932 eestiläinen Ernst Öpik 10.10.1893–10.9.1985), joka päätteli komeettojen muodostavan jonkinlaisen pilven Pluton radan ulkopuolelle. Tästä syystä joskus käytetään komeettapilvestä nimitystä Öpik-Oortin pilvi.

Oortin pilvien katsotaan jakaantuvan kahteen osaan: pallon muotoiseen ulko-osaan ja munkkirinkilän muotoiseen sisäosaan. Sisäosa sijaitsee 2 000–20 000 au etäisyydellä Auringosta.  Sisäosan pilvi tunnetaan myös Hillsin pilvenä löytäjänsä J.G. Hills’n mukaan vuonna 1981 julkaistuun tutkimukseen perustuen. Hillsin pilven komeettojen lukumäärä on paljon runsaampi (~10×) kuin ulko-osan ja ne ovat luonnollisesti voimakkaammin Auringon gravitaation vaikutuspiirissä.

[3] Etäisyysarviot vaihtelevat eri lähteissä. Yleisesti arvioidaan Oortin pilven ulkoreunan sijaitsevan noin 50 000 au (noin 0,8 valovuotta) etäisyydellä Auringosta, mutta toiset tutkijat arvioivat sen olevan kaksin (1,6 ly) tai jopa nelinkertaisella (>3 ly) etäisyydellä.

[4] Orgaaniset yhdisteet ovat hiiliyhdisteitä ja niiden syntymistapa on epäorgaaninen, siis puhtaasti kemiallinen prosessi. Orgaanisten yhdisteiden olemassa olo ei siis merkitse sitä, että komeetoissa (tai missään muuallakaan vastaavissa olosuhteissa) niitä synnyttäisivät elävät organismit.

Komeetta 17P/Holmesin koma oli suurempi
kuin Aurinko. Kuva  Kari A. Kuure.

[5] Koma on komeettaytimen ympärille kehittyvät harvasta kaasusta ja pölystä muodostunut ”ilmakehä”. Koman koko voi olla satojatuhansia kilometrejä tai jopa yli miljoona kilometriä halkaisijaltaan. Näin suuria komia oli esimerkiksi vuoden 1811 Suurella komeetalla ja 17P/Holmesilla vuonna 2007.

Koman muoto määräytyy ainemäärän ja tiheyden lisäksi siihen kohdistuvan auringonvalon säteilypaineen ja aurinkotuulen kohdistamasta dynaamisesta paineesta. Paineen ylittäessä gravitaatiovoiman koma venyy pyrstöksi. Pyrstö muodostuu komeetan lähestyessä Aurinkoa noin 1,5 au etäisyydelle.

[6] Kaikki lyhytkestoiset komeetat eivät ole Jupiterin ratoja muuttavan gravitaation vaikutuksen vuoksi päätyneet radalleen, vaan joukossa on kappaleita, jotka ovat alun perin syntyneet tai joutuneet alle 50 au etäisyydelle ulottuvaan Kuiperin vyöhön. Lyhytkestoisten komeettojen radat ovat Oortin pilvestä peräisin olevien komeettojen ratoja stabiileimmilla radoilla ja tästä syystä useimmat niistä ovat myös syntyneet vyössä.

Akun loppuminen vaivutti Philaen horrokseen

Kuva ESA.

Ilmatieteenlaitos 15.11.2014 9.17

Uusimpien tietojen mukaan Rosettan laskeutujan toiminta on toistaiseksi päättynyt ja Philae on vaipunut horrostilaan.

Uusimpien tietojen mukaan Rosettan laskeutumisaluksen akku on tyhjentynyt, eivätkä aurinkokennot ole saaneet tarpeeksi valoa. Laskeutujan toiminta on toistaiseksi päättynyt ja Philae on vaipunut horrostilaan.

Philae on toiminut tähän asti hyvin ja lähettänyt havaintoja, jotka on saatu turvallisesti maahan. Viimeisenä mittauksena se ehti porata komeetan pintaa. Philaeen katkesi yhteys viime yönä kesken radiosignaaliyhteyden.Tämä tarkoittaa, että Philae on nyt siirtynyt lepotilaan. Jos aurinkopaneelit tuottavat enemmän sähköä myöhemmin, kun komeetta on tullut lähemmäs Aurinkoa, on mahdollista, että laskeutujaan saadaan vielä uudelleen yhteys.

Philae pompahteli laskeutumisen jälkeen kuitenkin arvioiden mukaan noin kilometrin päähän alkuperäisestä laskeutumispaikasta ja päätyi jonkinlaiseen kuoppaan tai harjanteen juurelle. Sijainnin takia Philae jäi niin varjoisaan paikkaan, että auringon valo ei riittänyt akkujen lataamiseen.

Rosetta jatkaa komeetan tutkimista

Philae on nyt vaiennut, mutta Rosetta-luotain kiertää edelleen komeettaa ja jatkaa sen tutkimista. Se mm. kartoittaa komeetan pintaa ja analysoi siitä irtoavaa kaasua ja pölyä. Myös Philaeta yritetään edelleen löytää Rosetan ottamista kuvista.

Rosetan toiminnan on tarkoitus jatkua ainakin vuoden 2015 loppuun. Sinä aikana luotain seuraa, miten lisääntyvä lämpö saa Aurinkoa lähestyvän komeetan aktiivisuuden lisääntymään, ja miten 67P/Churyumov-Gerasimenko kasvattaa itselleen pyrstön. Ilmatieteen laitos on osallistunut neljän Rosettaan sijoitetun mittalaitteen rakentamiseen. Niistä yksi tutkii komeetan ympäristön pölyä ja kolme plasman eli sähköä johtavan kaasun ominaisuuksia.

Philae sammunee pian valon puutteen takia

67P/Churyumov-Gerasimenko -komeetta on kaksiosainen.
Kuva ESA.

Ilmatieteenlaitos 14.11.2014 9:50 ja 16.20

Rosettan laskeutumisalus pomppasi laskeutumisen jälkeen kahdesti ja päätyi varjoiseen koloon. Tämä vähentää aurinkopaneeleista saatavaa tehoa.

Philae on toiminut tähän asti hyvin ja lähettänyt runsaasti havaintoja, jotka on saatu turvallisesti maahan. Philae pomppi laskeutumisen jälkeen kuitenkin arvioiden mukaan noin kilometrin päähän alkuperäisestä laskeutumispaikasta ja on päätynyt jonkinlaiseen kuoppaan tai jyrkänteen juurelle. Sijaintia komeetalla ei ole vielä onnistuttu paikallistamaan Rosetta-luotaimen kuvista.

Philae päätyi niin varjoisaan paikkaan, että sen aurinkopaneelien saama valo ei riitä toiminnan jatkamiseen ja akut ehtynevät vuorokauden kuluessa. Jos laskeutujaan saadaan yhteys vielä perjantain ja lauantain välisenä yönä, sitä yritetään kääntää niin, että aurinkopaneeleista suurin kääntyisi suuntaan, josta valoa tulee. Tämäkään ei riittäne pitämään laskeutujaa toiminnassa, koska se saa valoa vain parin tunnin ajan komeetan 12-tuntisen pyörähdyksen aikana.

Kun Philaen akuista loppuu virta, se asettuu automaattisesti lepotilaan odottamaan, että aurinkopaneelit tuottaisivat riittävästi sähköä akkujen lämmittämiseen ja lataamiseen. Kun komeetta tulee lähemmäs Aurinkoa, aurinkopaneelien teho kasvaa, ja on vielä mahdollista, että laskeutujaan saadaan uudelleen yhteys myöhemmin.

Viimeiseksi vielä porataan

Uusimpien tietojen mukaan Philae on asettunut komeetan pinnalle tyydyttävän tukevasti. Useimmat mittalaitteet ovat jo saaneet tilaisuuden tehdä mittauksiaan. Perjantai-iltana Philae yrittää vielä kairata pienen näytteen pinnan alta ja analysoida sen minilaboratoriossaan. Poraamisyritys jätettiin viimeiseksi, koska riskinä on, että se voi liikauttaa laskeutujaa epätoivotulla tavalla.

Pora toimii, mutta koska komeetan pinta laskeutujan alla ei ole tasainen, sillä on aika pitkä matka komeettaperään. Jos Rosetta vielä yöllä saa yhteyden Philaeen, saamme toivottavasti tietää, onnistuiko se ottamaan näytteen, kertoi ESA juuri tiedotustilaisuudessaan.

Ilmatieteen laitoksen mittalaite toimii edelleen hyvin

Ensimmäisenä komeetan pinnalle tömähti Ilmatieteen laitoksen valmistama mittalaite, joka mittaa komeetan vesipitoisuutta. Suurin osa Philaen mittalaitteista on voinut tehdä työnsä suunnitelmien mukaan laskeutumisessa sattuneista yllätyksistä huolimatta.  Myös muut tutkimukset ovat jatkuneet suunnitelmien mukaan: MUPUS on tehnyt havaintoja lämmönjohtavuudesta ja  APXS materiaalianalyysejä sekä SESAME /CASSE on tutkinut mekaanisia ominaisuuksia.

Jo ennen Philaen laskeutumisyritystä Rosetta on tuottanut suuret määrät ainutkertaista tietoa komeetoista. Pelkkä saapuminen komeetan kiertoradalle oli ensimmäinen laatuaan avaruuslentojen historiassa. Tuloksien perusteella saadaan enemmän tietoa siitä, kuinka paljon komeetan pintakerroksessa on vesijäätä eri syvyyksissä, kuinka komeetan pyrstö syntyy, ja millaista on komeetan vuorovaikutus aurinkotuulen kanssa. Niiden tietojen avulla on mahdollista ymmärtää paremmin komeettojen kehitystä menneisyydessä ja käyttäytymistä, jos jokin komeetta tulisi törmäyskurssille Maan kanssa.