Juno saavuttaa Jupiterin

Taiteilijan näkemys Juno-luotaimesta Jupiteria kiertävällä
radalla. Energiansa luotain saa pitkistä aurinkokennoista.
Kuva NASA.

Nasan Jupiteriin matkalla ollut Juno-luotain saavuttaa määränpäänsä tiistaiaamuna Suomen aikaa. Luotain laukaistiin matkaan elokuun 5 päivänä vuonna 2011 ja se on siitä lähtien matkannut kohti Jupiteria.

Junon on tarkoitus käydä jokaisella kierroksellaan Jupiterin ympäri vain 5 000 km etäisyydellä planeetan pilvipeitteestä. Tämä tarkoittaa sitä, että luotaimeen kohdistuu ennennäkemätön säteilykuormitus, joka voisi vaurioittaa tutkimuslaitteistot hyvin lyhyessä ajassa. Tämän vuoksi kaikki laitteistot on suojattu vahvalla (~13 mm) titaani^[1]-kuorella.

Junon tutkimusinstrumentit on suunniteltu tekemään havaintoja Jupiterin pilvikerroksen alaisista rakenteista. Erityisesti Jupiterin ytimen rakenne kiinnostaa tutkijoita. Ytimen arvellaan olevan noin 10–20-kertainen maapallon massaan verrattuna, jonka lämpötila on useita tuhansia asteita. Jupiterin ytimeen kohdistuu korkea paine, joten ytimen olomuotoa ei tunneta. Se voi olla joko kiinteä tai sitten sulassa tilassa.

Luonnollisesti Juno on varustettu Jupiterin magneettikenttää havainnoivilla laitteilla. Ne on sijoitettu pitkän puomin päähän, mahdollisimman etäälle luotaimen massiivisesta (noin 200 kg) metallikuoresta. Jupiterin magneettikenttä on noin 20 000 -kertaa voimakkaampi kuin maapallon magneettikenttä ja se ulottuu noin 100 Jupiterin säteen etäisyydelle^[2] Auringon puolella.

Jupiteria ympäröivä säteilyvyöhykkeen voimakkuudelle on kaksi osatekijää: ensimmäinen on voimakas magneettikenttä, joka vangitsee runsaasti aurinkotuulen hiukkasia. Toisena tekijän on se, että hiukkasten määrä kasvaa myös Io-kuusta vapautuvista kaasumaisista hiukkasista (pääosin rikkiä ja rikkidioksidia).  Jupiterin magneettikentässä hiukkaset ionisoituvat, saavat lisäenergiaa (nopeutta) ja saavuttavat lähes valon nopeuden.

Jupiterin yksi mielenkiintoisimmista ilmiöistä ovat planeetan magneettisien napojen ympäristössä esiintyvät revontulet. Ne säteilevät valoaan lähinnä uv-valon aallonpituudella ja niissä on pistemäisiä kirkastumia. Kirkastumat ovat aiheutuneet kuiden ja Jupiterin välillä kulkevista sähkövirroista, joista Ion ja Jupiterin välillä olevat ovat voimakkaimpia.

Juno aloittamasta jarrutuspoltosta vastaanotetaan lyhyt radiosignaali kello 6.18 Suomen aikaa tiistaiaamuna. Signaali ja jarrutuspoltto ovat käynnistyneet jo 48 minuuttia aikaisemmin, mutta radioviestiltä kuluu aikaa Jupiterista Maahan kulkemiseen aikaeron verran. Itse jarrutuspoltto kestää 35 minuuttia, jonka jälkeen luotain lähettää uuden merkkisignaalin polton onnistumisesta.

Ensimmäisen jarrutuspolton jälkeen luotain on erittäin soikealla radalla (kiertoaika 53,5 vuorokautta) jota muutetaan vähitellen tutkimuskäyttöön sopivaksi radaksi. Luotaimen rata Jupiterin ympäri tulee olemaan soikea, yhteen kierrokseen kuluu aikaa noin 14 vuorokautta. Suunniteltu rata saavutetaan lokakuun 19 päivänä.  Juno kiertää Jupiterin 37 kertaa ja sen tehtävä päättyy vuoden 2018 helmikuussa. Tehtävän päätyttyä Juno poistetaan kiertoradalta ohjaamalla se Jupiteriin.

Huomautukset

[1] Titaani (Ti) on siirtymäryhmän metalli, jolla on erittäin suuri lujuus. Titaania yleensä käytetään metallirakenteissa, joissa vaaditaan suurta lujuutta mutta rakenteiden oma massa täytyy olla mahdollisimman pieni. Tyypillisesti titaania käytetään lentokone- ja avaruusteollisuudessa sekä pieniä määriä lääketieteessä etenkin kirurgisissa tukirakenteissa esimerkiksi luunmurtumien hoidossa.

[2] Maapallon magneettikenttä ulottuu vain noin 10 Maan säteen etäisyydelle.

Uusi havainto selittää revontulien äänet

Kaavio ilmakehässä esiintyvästä inversiokerroksesta ja
siinä revontulien aikaan aiheutuvista sähköpurkauksista.
Purkaukset kuullaan paukahduksina ja ritinöinä.
Piirros Unto K. Laine

Aalto-yliopiston emeritus professori Unto K. Laine työryhmineen on onnistunut kokoamaan näyttöä revontulien syntytavasta. Laineen mukaan revontulien äänet syntyvät joissakin sääolosuhteissa noin 70 metrin korkeudella.

Jo vuosisatoja revontulia nähneet ihmiset ovat myös puhuneet niiden äänistä. Revontulet esiintyvät kuitenkin niin korkealla (60 – 1000 km) että riittävän voimakkaiden äänien syntyminen näissä ilmakerroksissa ja kulkeutuminen maanpinnalle on mahdotonta. Äänihavaintoja on kuitenkin niin runsaasti, että niiden takana täytyy olla jokin mekanismi joka selittäisi ne.

Monissa äänihavainnoissa revontulien ääntä on kuvattu sihinäksi, kohinaksi, ritinäksi tai jopa paukahteluiksi. Tämä on johtanut tutkijoita ajattelemaan, että kyseessä voisi olla lumikiteiden tai havupuiden neulasien terävissä kärjissä esiintynyt koronapurkaus. Vastaavaa ritinää voi kuulla esimerkiksi korkeajännitelinjojen alla, kun koronapurkauksia esiintyy sähkölinjoissa joissakin sääolosuhteissa.

Laine teki kenttähavaintoja Fiskarsin alueella kovassa pakkasessa. Hän nauhoitti herkillä mikrofoneilla revontulien esiintymisaikaan 17.–18. maaliskuuta 2013 mahdollisia ääniä, jolloin Etelä-Suomessakin nähtiin erittäin komeita revontulia. Hänen ”saaliksi” jäi satoja paukahduksia noin 75 metrin korkeudelta. Äänitysten lisäksi Laine mittasi magneettisia häiriöitä, jotka aiheutuvat voimakkaista revontulipurkauksista. Magneettisia häiriöitä on sitä enemmän mitä aktiivisemmat revontulet ovat.

Laine havaitsi kartoittaessaan 60 voimakkaimman purkauksen äänitteitä, että juuri ennen paukahdusta magneettikentässä esiintyi voimakas häiriöpulssi. Magneettisen pulssin voimakkuus oli myös yhteensopiva äänen voimakkuuden kanssa.

Revontulien ääni nauhoitettuna Kolin maisemissa vuonna 2004.


Ratkaiseva tieto tuli ilmatieteenlaitoksen tekemistä mittauksista. Laineen mittauspaikan yläpuolella oli inversiokerros noin 75 metrin korkeudessa, eli samassa ilmamassassa mistä äänet olivat peräisin. Inversiokerros syntyy lähelle maanpintaa kun ilmamassa maanpinnan läheisyydessä jäähtyy selkeällä säällä ylempää ilmamassaa kylmemmäksi. Tavallisesti ilmakehässä lämpötila laskee mitä korkeammalle mennään mutta täysin tyynessä säässä maanpinnan läheisyydessä oleva ilmamassa ei sekoitu ylemmän ja lämpimämmän ilmamassan kanssa. Näiden kahden ilmamassan väliin syntyy inversiokerros.

Inversiokerroksen voi havaita paljain silmin esimerkiksi talvella. Silloin jonkin notkon yläpuolelle syntyy ohut sumuverho muutaman metrin korkeuteen maaperästä haihtuvasta kosteudesta. Sama ilmiö on nähtävissä kesäöinä esimerkiksi pelloilla ja laidunmailla. Kaupungeissa ja taajamissa myös pako- ja savukaasut voivat muodostaa vastaavan sumun ja joissakin suurkaupungeissa helteiden aikana inversiokerroksen alapuolinen ilma tulee muutamassa vuorokaudessa lähes hengityskelvottomaksi pakokaasuista.

Ilmakehässä erilaisiin ilmamassoihin liittyy aina niiden erilainen sähkövaraus. Inversion syntyessä maanpinnan läheisyyteen ja nopeasti jäähtyvän ilmamassan varaus tulee negatiiviseksi: siinä on vapaita elektroneja positiivisia ioneja enemmän. Vastaavasti inversiokerroksen yläpuolella oleva ilmamassa tulee varautuneeksi positiivisesti. Ilmakerrosten välillä on siis jännite-ero, joka kasvaa sitä suuremmaksi mitä pitempään tilanne jatkuu.

Revontulien esiintyminen saa aikaan maanpinnan ylimmissä kerroksissa sähkövirtoja, joiden voimakkuudet voivat olla miljoonia ampeereita. Samalla ilmamassan varautuneisuus kasvaa ja kun riittävän voimakas magneettisen häiriön pulssi esiintyy, ylitetään inversiokerroksen molemmilla puolilla olevien ilmamassojen välisessä jännitteessä kuivan ilman läpilyöntilujuus. Ilmamassojen välillä tapahtuu sähköpurkaus (eräänlainen mikrosalama) ja se kuullaan paukahduksina. Jos ilmamassojen välinen varausero on hyvin lähellä läpilyöntilujuutta, spontaaneja purkauksia esiintyy jatkuvasti ja silloin ne voidaan kuulla suhinana, ritinänä tai rätinänä.

Laineen tekemä tutkimus selittää erityisesti sen, miksi revontulien ääniä kuullaan samanaikaisesti taivaalla tapahtuvien kirkkaiden purkausten aikana. Äänen kulkuaika noin 75 metrin korkeudesta on alle 0,2 sekuntia, joten paukahdus tai ritinät kuullaan samaan aikaan revontien kirkastumisien aikaan.

Laine korostaa sitä, että hänen teoriansa ei sulje pois muita äänien syntytapoja, esimerkiksi juuri aikaisempaa koronapurkausta hangelta tai neulasten kärjistä^[1].

Huomautukset

[1] Mielestäni ne voivat jopa täydentää toisiaan: koronapurkauksissa terävistä kärjistä siirtyy maanpinnan ilmamassaan runsaasti elektroneja, jotka siten lisäävät tai jopa aiheuttavat ilmamassan sähkövarauksen –  Kari A. Kuure.

Uusi havainto gravitaatioaalloista

Tunnettujen mustien aukkojen kokoja.
A-LIGO-havainnot on merkitty sinisellä.
Gravitaatioaaltoja lähettäneet tapahtumat on
merkitty tunnuksella GW (Gravitaniolal Wave)
ja sen perässä oleva numerosarja viittaa havainnon
päivämäärää muodossa vvkkpp. Kuva LIGO.

Advanced LIGO –gravitaatioaalltojen tutkimuslaboratoriossa tehtiin uusi gravitaatioaaltohavainto joulukuun 26. päivän aamuna kello 5.38 Suomen aikaa (25.12.2015 kello 22.38 paikallista aikaa). Aivan samoin kuin viime syyskuussa tehty gravitaatiohavainto, tämäkin aaltokimppu syntyi kahden mustan aukon toisiinsa sulautumisesta.

Sulautuneet mustat aukot olivat 14 ja 8 auringonmassaisia ja niistä syntyi 21 auringonmassainen mustaukko. Jäljelle jäi noin yhden auringonmassainen massaylijäämä, joka poistui järjestelmästä gravitaatioaaltoina. Havainnot kattoivat mustien aukkojen viimeiset 27 kierrosta toistensa ympäri.

Toistaiseksi tutkijat eivät pysty määrittelemään missä kyseinen mustien aukkojen yhdistyminen tapahtui. Ainoastaan sen etäisyys voidaan arvioida suhteellisen tarkasti. Mustat aukot yhdistyivät 1,4 miljardin valovuoden etäisyydellä. Advanced LIGO laboratorion mittauspisteet sijaitsevat Pohjois-Amerikassa, mutta kahden mittauksen perusteella ei tarkkaa paikkaa pystytä määrittämään. Signaalit havaittiin vain 1,1 millisekunnin aikaerolla. Tarkan paikan määrittämiseksi tarvitaan kolmas havaintoasema ja sellainen (Virgo) on valmistumassa remontin jälkeen myöhemmin tänä vuonna Italiaan.

Ensimmäisen gravitaatioaaltojen (GW150914) mahdollinen
sijainti. Kahdella observatoriolla pystytään määrittämään
gravitaatio-aaltojen lähde vain laajalle kehälle. Tarvitaan
vähintään kolmas observatorio, jotta paikka saataisiin
tarkasti määritettyä ja mahdollinen optinen jälki
löydettyä. Kuva LIGO.

Advanced LIGO havaintoasemien tekemän havainnon signaalin löytyminen vei pitempään kuin ensimmäisen havainnon. Tämä johtui heikommasta signaalista, jonka voimakkuus oli heikompi kuin laitteiston normaali kohina. Tästä syystä tutkijat joutuivat kehittelemään uudistettuja signaalin paljastavia tietokonealgoritmeja, joiden avulla laitteiston herkkyyttä voitiin parantaa 15–25 % entisestään. Parannus ei ehkä tunnu kovinkaan merkittävältä, mutta tässä tapauksessa se oli kuitenkin ratkaiseva tekijä.

Joulukuussa tehty havainto oli oikeastaan kolmas, sillä myös lokakuun 12. päivä 2015 tehtiin havainto, mutta sen mittaustulokset eivät olleet tilastollisesti merkittäviä. Alustavasti sen aiheutti noin 23 ja 12 auringonmassaisten mustien aukkojen yhdistyminen. Tähän lokakuun havaintoon viitattiin jo ensimmäisen gravitaatioaaltojen havaitsemisesta kertovien uutisointien yhteydessä.

Katso myös artikkeli Gravitaatiotähtitieeen synty? http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2016/02/gravitaatiotahtitieteen-synty.html

jossa on selostettu laajasti gravitaatioaaltojen havaitsemista!

Gravitaatioaaltoja pyritään havaitsemaan useilla laser-interferometreillä. Tähänastiset kaksi tai kolme havaintoa on tehty
Yhdysvalloissa olevilla LIGO Hanford ja LIGO Livingston observatorioilla, mutta ensivuonna kaksikko saa mukaan tutkimuksiin Pisan lähelle Italiaan  valmistuvan observatorion. Intia hyväksyi alkuvuodesta samanlaisen observatorion rakentamisen ja Japaniin on rakenteilla KAGRA-observatorio. Kuva LIGO.

Marsin oppositio

Avaruusteleskooppi Hubblen ottama kuva Marsista
toukokuussa 2016. Kuva Nasa/HST.

Näin kesän lähestyessä juuri kukaan ei enää seuraa kovinkaan aktiivisesti tähtitaivaan tapahtumia. Tällä kertaa olisi kuitenkin syytä vielä kerätä havaintolaitteet ja työntyä yöhön sillä vielä viikon voi tehdä havaintoja Marsista paremmin kuin seuraavaan neljään vuoteen.  Syy tähän harvoin toistuvaan tilanteeseen on Marsin oppositio, joka tapahtuu 22. toukokuuta kello 14.10. Suomessa Mars ei ole tietystikään tarkan oppositiohetken aikaan horisontin yläpuolella, mutta muutaman seuravana yönä planeetta voi havainnoida kohtalaisen hyvin.

Kohtalaisen hyvin tarkoittaa sitä, että yötaivas on vaalea ja Mars itse näkyy hyvin matalalla etelämeridiaania ylittäessään kello 1.23. Tampereella Marsin korkeus on vain 6,9 astetta. Vaalealta yötaivaalta planeetta on kuitenkin helppo löytää, sillä sen kirkkaus on suuri, –2,1^m .

Opposition aika Maan ja Marsin välinen välimatka on yleensä lyhyimmillään. Lyhyin hetki ei kuitenkaan ole varsinaisesti juuri opposition aikaan, vaan tällä kertaa se on 29.–30. päivinä. Tällöin etäisyyttä on 75,32 miljoonaa km. Tämä johtuu siitä, että kummankaan planeetan rata ei ole täysin pyöreä ja opposition jälkeen radat vielä lähestyvät toisiaan muutaman vuorokauden ajan. Jokaisen opposition aikana tilanne hieman toisista ja lyhin välimatka voi olla myös ennen oppositiota.

Marsin näennäinen koko on hieman yli 18 kaarisekuntia. Tämä tarkoitta sitä, että planeetta näkyy pienenä levymäisenä kohteena jo tavallisella kiikarilla. Kiikari ei kuitenkaan ole paras mahdollinen havaintoväline, vaan kaukoputki riittävällä suurennuksella on se oikea. Marsin kirkkaudesta johtuu, että olipa kaukoputki minkä kokoinen tahansa, se soveltuu planeetan havaitsemiseen.

Marsin näkyvyyttä ja pinnan yksityiskohtia kuitenkin rajoittaa sen sijainnin korkeus. Lähellä horisonttia havaintokeli on aina turbulenttinen, eli Marsin kuva ”kiehuu” ja on epäselvä. Lisäksi ilmakehä aiheuttaa kromaattista aberraatiota, eli kohteesta tuleva valo hajoaa spektrin väreihin ilmakehän vaikutuksesta. Jos Mars ei näyt terävänä ja lähes piirteettömänä, syy ei aina ole kaukoputkessa.

Historiaa ja tulevaisuutta

Jos olet ollut tähtiharrastajana riittävän pitkään, saatat muistaa vuoden 2003 elokuussa tapahtuneen opposition. Silloin ja vielä seuraavankin opposition aikaan Internetissä liikkui monen moisia huhuja opposition vaikutuksista. Jos olet kiinnostunut näistä jutuista ja jopa valheellisesti levitetyistä tarinoista, löytyvät ne varmasti netistä vieläkin.

Marsin oppositio tapahtui elokuun 28 päivänä kello 20.52. Silloin Maan ja Marsin välinen etäisyys oli historiallisen lyhyt, matkaa oli vain 55,78 miljoonaa kilometriä. Silloin lyhin etäisyys saavutettiin pari vuorokautta aikaisemmin ja se oli 55,76 mil. km. Marsin kirkkaus oli –2,9^m ja näennäinen koko 25,1 kaarisekuntia. Tampereella se oli korkeimmillaan 12,7 asteen korkeudella, eli oli kohtalaisen hyvin havaittavissa.

Vuoden 2003 oppositio oli merkittävä, sillä Maan ja Marsin välinen etäisyys oli lyhin lähes 60 000 vuoteen. Syyskuun 12 päivänä vuonna 57 617 eaa. Marsin opposition aikaan etäisyys oli 55 758 006 km (0,372 719 25 au). Seuraavan kerran ollaan samoissa lukemissa vuonna 2287, jolloin oppositio on elokuun 29 päivänä ja lyhyin välimatka edellisenä päivänä.

Alla olevassa taulukossa on lähivuosien oppositiot Tampereen horisontin mukaan. Taulukkoon merkitsin myös havaittavuudesta kertovia värisymboleja: vihreä kertoo hyvästä havaittavuudesta ja punainen vastaavasti huonosta havaittavuudesta tai asiaa, jolla on suuri merkitys huonoon havaittavuuteen.

Transitaika tarkoittaa kellonaikaa, jolloin Mars kulkee etelämeridiaanin poikki ja korkeus tällöin olevaa korkeutta asteina.

Ratadynamiikkaa

Saatat ihmetellä, miksi Marsin oppositiot tapahtuvat eri aikaan vuodesta ja miksi etäisyys vaihtelee kertoimella 2?

Vastaus on oikeastaan yksinkertainen, sillä opposition ajankohtaan ja planeettojen väliseen etäisyyteen vaikuttaa vain kaksi tekijää, molempien planeettojen ratadynamiikka ja niissä tapahtuvat muutokset.

Marsin ja Maan välinen etäisyys oppositioiden aikana vuoteen 2040 asti. Piiroksesta ilmenee planeettojen ratojen
eroaivuus ja erilaisista kiertoajoista johtuva opposition suunnan kiertyminen vastapäivään. Mars on oppositiossa
keskimäärin 2 vuoden ja 50 vuorokauden välein. Piirros © Kari A. Kuure.

Marsin ja maapallon radat ovat hyvin erilaisia. Marsin rata on soikea (eksentrinen), tällä hetkellä pisin etäisyys (apheli) Auringosta on noin 10 % pidempi kuin lyhyin etäisyys (periheli). Vastaava radan soikeudesta johtuva etäisyyden vaihtelu maapallolla on noin 3 %.  Maapallon radan eksentrisyys vaihtelee noin 100 000 vuoden jaksoissa ja Marsin hieman yli 2 miljoonan vuoden jaksoissa. Rata on soikein noin 200 000 vuoden kuluttua, jolloin vaihtelu on jopa 12 %. Noin 1,1 miljoonan vuoden kuluttua Mars kiertää Aurinkoa täysin pyöreällä radalla.

Molempien planeettojen radan muutokset johtuvat muiden planeettojen, etenkin Jupiterin aiheuttamista gravitaatiohäiriöistä. Vaikka yhden kierroksen aikana gravitaatiohäiriön vaikutus on äärimmäisen pieni, niin vaikutus summautuu (kumuloituu) ja vuosituhansien aikana muutoksista tulee merkittäviä.

Merkuriuksen ylikulku näkyi Tampereella

Merkuriuksen ylikulku uv-valossa. Auringon aktiivisuusalueet
näkyvät kuvassa vaaleampia, auringonpilkku tummana ja
Merkurius pienen tumman pistejonona ylikulun aikana.
Kuva © Kari A. Kuure.

Toukokuun 9. päivänä näkynyt Merkuriuksen ylikulku näkyi myös Tampereella. Ylikulun alku kuitenkin jäi pilvien taakse peittoon, mutta puolisen tuntia alun jälkeen pilvipeite alkoi repeillä ja havaintoja voitiin tehdä satunnaisia pieni pilviä lukuun ottamatta lähes häiriöittä. 

Ohessa pari kuvaa ylikulusta. Kuvat ovat otettu Tampereen Ursan kalustolla: violetti kuva on otettu CaK-suodattimen (l=393,4 / < 2,4 nm) läpi ja punainen aurinkokaukoputkella, joka läpäisee vain H-alfa-viivan aallonpituuden (656,281 / < 0,8 nm). CaK-suodatinta käytettiin tavallisen linssikaukoputken lisälaitteena. Molempien kaukoputkien optiikka on samanlainen eli 102 / 714 mm, joten kuvat ovat keskenään vertailukelpoisia. 

Merkuriuksen ylikulku punaisessa valossa. Käytetyllä
aallonpituudella nähdään Auringon kromosfääri, jota ei
muutoin pystytä havaitsemaan kerroksen alapuolella olevan
fotosfäärin säteilemän kirkkaan valon vuoksi. Merkurius
näkyy jälleen tummana pistejonona Auringon pintaa vasten.
Kuva © Kari A. Kuure.