Mitä ISONille tapahtui?

Komeetta ISONin periheliohitus.
Kuva NASA.

Tutkijat ovat ”äimän käkenä” siitä, mitä komeetta C/2012 S1 (ISON):lle tapahtui periheliohituksen aikana? Komeetta menetti kokonaan koman ja pyrstön sen lähestyessä periheliä ja komeetta näytti tuhoutuneen kokonaan. Koma ja pyrstö kuitenkin alkoivat kehittyä uudelleen, kun komeetta oli edennyt kauemmaksi Auringosta.

Ilmiö on oikeastaan hyvin helppo selittää yleisellä tasolla ja perusfysiikan tuntemuksella (yksityiskohdat ovat kuitenkin erijuttu):

Lähestyessään periheliä komeetasta irtosi isohkoja kappaleita, jolloin vesihöyryä ja pölyä vapautui runsaasti. Tämä oli odotettavissa ja pöly muodosti pitkän vanan komeetan radalle (joka nähdään LASCO C2 kuvassa).

Auringon säteilypaine vain 1,2 miljoonan kilometrin etäisyydellä fotosfääristä on niin voimakas, että se puhaltaa kaiken pölyn hyvin nopeasti isoon tilaavuuteen ja kauas komeetasta. Näin ollen pölyn tiheys tulee sellaiseksi, että sen heijastama valo ei näy valokuvissa.

Komeetan haihduttamalla vedelle kävi toisin. Auringon uv-säteily hajottaa veden molekyylit hyvin nopeasti vedyksi ja hydroksidiksi (H⁺ ja OH^-) ja OH-molekyyleistä osa hajoaa vedyksi ja hapeksi. Kaasut kyllä säteilevät valoa[1]. Auringon korona kuitenkin koostuu suurimmaksi osaksi vedystä, jolloin komeetasta lähtöisin olevan vedyn säteily peittyy Auringon koronan säteilyyn.

Molemmat ilmiöt ovat mahdollisia, jos auringonvalon paine on niin voimakas, että sen hajottava vaikutus on suurempi kuin mitä komeetasta vesihöyryä on mahdollista haihtua ja pölyä vapautua.

Tutkijoilta kuitenkin kuluu jokin aika, ennen kuin tarkat tietokonemallit on saatu tehtyä ja tutkimukset on tehty, jotta voitaisiin tieteellisellä tarkkuudella kertoa mitä oikein tapahtui. Vastaavaa, tai ainakin vähäisemmässä määrin vastaa, on kyllä harvoin nähty.  Edellisen kerran näin ilmeisesti tapahtui vuonna 2011 Lovejoy-komeetalle.

Samoin kuin Lovejoy-komeetalle kehittyi uudelleen pyrstö, niin nyt ISON-komeetallekin näin kävi. Sen edellytyksenä oli tietysti se, että komeettaydin pysyi kuitenkin suhteellisen koskemattomana ja tiiviinä suurista menetyksistä huolimatta. Komeetan ydin on kuitenkin niin pieni (halkaisijaltaan muutama kilometri), että sen näkyminen SOHOn, Stereo A:n ja SDO:n kuvissa oli mahdotonta.

Periheliohitus LASCO C2 koronagrafin
kuvaamana. Kuva NASA.

Komeetan lähitulevaisuudesta on vaikea ennustaa mitään varmaa. Jos ydin selviää yhtenäisenä muutaman vuorokauden, se jatkaa laskettua rataa poispäin Auringosta ja lopulta poistuu Aurinkokunnasta.

Komeetta himmenee muutamassa viikossa näkymättömiin, vaikka se näkyisikin lähipäivinä paljain silmin. Aikaisemmat kirkkausennusteet on kuitenkin syytä unohtaa, sillä ytimen ominaisuudet varmasti muuttuivat niin paljon, että täytyy tehdä uusia havaintoja uusien parametrien määrittämiseksi. Tämä onnistunee muutaman vuorokauden kuluessa.

Jatko riippuu myös paljolti siitä, kuin stabiilissa tilassa komeettaydin on. Jos ytimen sisään ei ole syntynyt sulavesitaskuja tai niiden sisäinen paine on vähäinen, komeettaydin voi selvitä jatkossa suunnilleen muuttumattomana. Jos korkeapaineisia vesitaskuja on, niin silloin siellä voi tapahtuva voimakkaita purkauksia ja komeetan kirkkaus voi kasvaa muutamassa tunnissa jopa miljoonakertaiseksi.

Jos komeetta on riittävän kirkas, parin ensimmäisen viikon aikana sen voi nähdä ilta ja aamutaivaalla. Näkyvissä oleva aika kasvaa pidemmäksi ja lopulta se näkyy koko yön. Joulukuun puolivälin jälkeen (Tampereella 19.12.) komeetta siirtyy sirkumpolaariseksi ja on horisontin yläpuolella koko vuorokauden. Vaikka komeetan kirkkaus vähenee päivien ja viikkojen kuluessa, se siirtyy aina vain tummemmalle taivaalle ja näin ollen sen näkyvyys voi olla kaikkein helpoin viikon parin kuluttua.

Tähänkin tekstiin tuli aika monta jos-sanaa. Tämä tietysti johtuu siitä, että kukaan tässä vaiheessa ei tiedä varmasti mitä komeetalle tulee tapahtumaan. Alkujaankin komeettojen kirkkausennusteet ovat hyvin epävarmoja ja nykyisessä tilanteessa ISON-komeetan käyttäytyminen on todella ennustamatonta. Mutta tehdään havaintoja ja toivotaan että ISON tuottaisi vielä iloisen yllätyksen.

Huomautukset

[1] Vety voi olosuhteista riippuen säteillä valoa hyvin monella aallonpituusalueella. Aallonpituudet muodostavat sarjoja, jotka kantavat sarjan tehneen tutkija nimeä. Sarjat ovat Balmerin (Johan Balmer, 1825–1898), Paschen- (Friedrich Paschen, 1865–1947), Brackett’in (Frederick Sumner Brackett, 1896–1988), Pfund’in (August Herman Pfund, 1879–1949) ja Humphreyn (Curtis J. Humphreys, 1898–1986) sarjat. Näiden sarjojen lisäksi on mahdollista, että vedyllä olisi muitakin aallonpituuksia.

Komeettaa ISON tuhoutui – tai ainakin melkein

Komeetta ISON näyttää kadonneen
kokonaan. Kuva NASA/SDO AIA 171A.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) koki saman kohtalon kuin moni muu auringonhipoja, se ei kestänyt Auringon lämpösäteilyä vaan tuhoutui. Tuho alkoi jo muutama päivä sitten kun komeetan kirkkaus kasvoi jonkin verran. Sen tullessa SOHOn LASCO C3 koronagrafin kuvakenttään 27.11. päivän aamuna sen kirkkaudeksi arvioitiin noin 2,5^m. Vain kaksitoista tuntia myöhemmin kirkkaus oli kasvanut hieman yli kuusinkertaiseksi ja oli 0,5^m. Kirkkauden muutos oli samanlaista kuin Kreutzin ryhmä komeetoilla.

Parin viimeisen päivän aikana komeetta lähestyi Aurinkoa nopeaa vauhtia ja aluksi näytti siltä, että komeetta saattaisi kestää perihelin rasituksen, mutta hieman ennen H-hetkeä komeetan kirkkaus hiipui voimakkaasti ja se näytti tuhoutuneen. Periheliohituksen jälkeen komeetasta oli jäljellä vain ”kalpea haamu” periheliä edeltävästä komeetasta.

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) ja NASAn avaruudessa sijaitsevat observatoriot tallensivat komeetan tuhon. SOHON LASCO C3 koronagrafin kuvassa näkyy komeetan kirkkauden hiipuminen ennen periheliä vain joitakin hetkiä ennen kuin komeetta oli siirtymässä koronagrafin peitinlevyn taakse.

SOHO LASCO C2 koronagrafin ottama
kuva muutamaa hetkeä ennen
tuhoutumistaan. Kuva NASA/ESA.

Komeetan kulkua voitiin vielä seurata C2-koronagrafilla ja NASAn Stereo A luotaimen koronagrafilla. LASCO C2 kuvassa komeetan kirkkaus pysytteli vielä kutakuinkin muuttumattomana, mutta komeetan palatessa kronografin peitinlevyn takaa näkyville, sen kirkkaus oli enää murto-osa edeltävästä.

NASAn Stereo A observatorion COR2-koronagrafin kuvassa komeetan tuhoutuminen näkyykin selkeästi. Sen kirkkaus heikkenee hyvin nopeasti periheliohituksen aikana ja komeetta näyttää tuhoutuneen kokonaan kello 21.09.35 Suomen aikaa.

Nasan julkaiseman videon voit katsoa tästä linkistä.


Lisäys kello 8.30

Ainakin joitakin isompia kappaleita näyttäisi selvinnee periheliohituksesta, sillä LASCO C3 korongrafin kuvissa näkyy Auringosta pois päin liikkuva komeetta.

ESAn SOHO observatorion sivut ovat ilmeisesti erittäin suuren kuormitksen alla, koska ne vastaavat hitaasti tai eivät lainkaan. Tästä syystä aivan tuoreimman kuvan noutaminen on hieman vaikeaa.

Komeetta ISON periheliohituksen
jälkeen. Kuva ESA

Tuorein kuva löytyy osoittesta http://soho.esac.esa.int/data/realtime/c3/1024/latest.html

ISON aamulla 29.11.2013

Komeetta ISON näkyy jo LASCO C3
kameran kuvassa, Kuva ESA.

Huomen aamulla komeetta C/2012 S1 (ISON) on ohittanut perihelin ja etääntyy Auringosta huomattavaa vauhtia. Kestääkö komeetta hajoamatta lähiohituksen? Se jää nähtäväksi, mutta jos kestään, niin huomenaamuna komeetan pitäisi näkyä melkoisen kirkkaana juuri ennen auringonnousua. Tampereella auringonnousu tapahtuu kello 9.12 mutta muualla maassamme hieman eri aikaan.

Jos sää on kirkas ja olet etsiytynyt avoimeen maastoon, josta näkyvyys horisonttiin on esteetön, niin silloin komeetta pitäisi tulla silmin nähtäväksi kaakkoisessa horisontissa. Havaintovälineenä voi käyttää kiikareita ja tietystikään kameroita ei pitäisi unohtaa: akut täyteen ja muistikortti tyhjäksi ja ei kun kuvaamaan.

Jos onnistutte kuvaamaan, niin postittakaa minun ja tämän blogin lukijoiden katsottavaksi (ja tietysti kaikki kuvat ja havainnot Taivaanvahtiin) vaikka linkittämällä kommentteihin.

Komeetan sijainti Auringon suhteen
juuri ennen auringonnousua.
Kuva Kari A. Kuure.

Lisäys 28.11. 2013

Komeetan kirkkaus ei ole kasvanut ennusteiden mukaisesti vaan on jäänyt himmeämmäksi. Viimeisimmän tiedon mukaan kirkkaudeksi arvioidaan 0,5 magnitudiasteikolla (27.11.2013 kello 22:12 Suomen aikaa).

Katso time-lapsevideo komeetan tekemästä periheliohituksesta tästä linkistä!

Joulukuun tähtitaivas

Joulukuun 1. päivän aamuna kapea
Kuun sirppi, Saturnus ha Merkurius
näkyvät toistensa lähella.
Kuva Kari A. Kuure

Talvi kiristää otettaan. Siinä missä marraskuussa vielä rätki räntää, nyt tulee selkeästi lunta. Sademäärät voivat olla runsaita ja kovan tuulen mukana se kinostuu paikka paikoin paksuiksi nietoksiksi. Pakkaslukemat vaihtelevat suuresti, joinakin vuosina ollaan jatkuvasti siinä nollan pinnassa, mutta joskus taas värjötellään kovassa pakkasessa.

Aurinko. Talvipäivänseisaus on 21.12. kello 19.10, jolloin Tampereella valoisaa aikaa on noin 6,5 tuntia. Rovaniemellä ja siitä pohjoiseen vallitsee kaamos, eikä Aurinko juuri näyttäydy. Auringon aktiivisuuden lievähkö piristyminen syksyn aikana saattaa aiheuttaa revontulia, joista osa varmasti näkyy myös meidän horisontin yläpuolella.

Kuun vaiheet: uusikuu 3.12. kello 2.22, kasvava puolikuu 9.12. kello 17.12, täysikuu 17.12. kello 11.28, vähenevä puolikuu 25.12. kello 15.48.

Merkurius on näkyvissä aamutaivaalla kuukauden alkupuolella. Aivan ensimmäisinä päivinä se nousee horisontista hieman alle kaksi tuntia ennen auringonnousua, joten sen näkeminen on mahdollista. Kuukauden alussa planeetan kirkkaus on –0,6^m ja se on kasvussa. Se ei välttämättä helpota Merkuriuksen näkyvyyttä, sillä elongaatio on vähenemässä ja planeetta näkyy aina vain vaaleammalla taivaalla lähempänä auringonnousua. Kuukauden puolivälin jälkeen Merkuriusta on mahdoton nähdä, sillä planeetta lähestyy yläkonjunktiota, jonka se saavuttaa 29.12. kello 4.30. Merkuriuksen kulmahalkaisija on kuukauden alussa 5,3 kaarisekuntia ja toisella viikolla jonkin verran vähemmän.

Venus on näkyvissä iltataivaalla ja se laskee noin 2,5 tuntia auringonlaskun jälkeen. Planeetan kirkkaus on suurin kuukauden toisella viikolla, jolloin se saavuttaa –4,5^m , toisin sanoen, se ei tämän kirkkaammaksi tule. Venus näkyy meille noin 50 kaarisekunnin kokoisena, joten havaintomahdollisuudet ovat erityisenhyvät. Venusta voi etsiä myös päivätaivaalta, sillä kirkkautensa vuoksi ainakin kokeneemmat havaitsijat löytävät sen paljain silmin. Parasta aikaa päiväaikaisille havainnoille on iltapäivät kun Aurinko on lähellä horisonttia.

Mars on horisontin yläpuolella aamuyöstä. Etelämeridiaanin se ylittää kun pimeys vaihtuu hämäräksi. Planeetan kirkkaus on hieman vähenemässä, kuukauden alussa se on 1,2^m ja kuukauden lopulla vain 0,9^m. Marsin näennäinen koko on hieman kasvussa, mutta kuten aina, se ei koskaan ole suuren suuri kohde. Nytkin kulmahalkaisija on noin 6 kaarisekuntia. Mars on Neitsyessä.

19.12. Kuu ja Jupiter näkyvät
toistensa läheisyydessä.
Kuva Kari A. Kuure

Jupiter on näkyvissä lähes koko yön. Kuukauden alussa se nousee noin 2,5 tuntia auringonlaskun jälkeen, mutta nousuaika siirtyy kuukauden aikana ja kuukauden päättyessä se nousee juuri auringonlaskun aikaan. Jupiter on kirkas –2,4^m ja kuukauden aikana se vielä hieman kirkastuu, saavuttaen lopulta arvon –2,5^m. Jupiter on kokonsa vuoksi aina helppo kohde, nytkin se näkyy kulmahalkaisijaltaan noin 45 kaarisekunnin kokoisena. Tarkkasilmäisimmät voivat siis nähdä sen levynä paljain silmin. Jupiter on Kaksosissa.

Saturnus näkyy lyhyen aikaa ennen auringonnousua kuukauden loppupuolella. Sen sijainti Vaa’assa ei suomalaisten havaitsijoiden kannalta ole kovinkaan hyvä planeetan havaitsemiseen. Saturnus näkyy suhteellisen himmeänä, kirkkaus on hieman enemmän kuin 0,8^m. Lisäksi planeetta tarvitsee suuren suurennuksen kaukoputkeen, sillä noin 15 kaarisekunnin kulmahalkaisija ei kovinkaan hyvin tarjoa yksityiskohtia planeetasta eikä sen rengasjärjestelmästä.

Uranus on Kaloissa ja horisontin yläpuolella iltataivaalla. Meridiaanin ylitys tapahtuu noin kello 20 aikoihin, joten nyt olisi hyvä aika tehdä havaintoja siitä. Tosin havainnot eivät ole kovinkaan kummoisia, sillä planeetan kulmahalkaisija on vain hieman alle 4 kaarisekuntia ja kirkkauskin vain 5,8^m, joten se näkyy kaukoputkessa vain pienen vihertävänä pisteenä.

Neptunus on Vesimiehessä ja näkyvissä horisontin yläpuolella ilta taivaalla, tosin koko horisontin yläpuolinen aika on siirtymässä kuukauden loppua kohti mentäessä aina vain enemmän päivemmälle. Planeetan kirkkaus on vain noin 8^m, joten sen näkemiseen tarvitaan aina kaukoputki.

Joulukuussa näkyy kaksi merkittävää meteoriparvea: geminidit ovat runsaimmillaan 13./14. päivien välisenä yönä ja ursidit ovat runsaimmillaan 21./22./23. päivien välisinä yinä. Geminidit voisivat olla kohtuullisen runsas, ZHR-aktiivisuus on noin 120. Kirkas kuutamo kuitenkin voi heikentää parveen kuuluvien meteorien näkyvyyttä ja karsii himmeimmät pois. Ursideja näkyy vähän, ZHR-aktiivisuus on noin 10 ja kirkas Kuu heikentää näkyvyyttä.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) on näkyvissä aamutaivaalla ja osittain myös iltataivaalla, loppukuusta se on horisontin yläpuolella koko yön. ISONin näkymisestä on artikkeleita muualla tässä bogissa.

Tähtitaivaan tapahtumia joulukuussa

1.12. kello 12.12 Saturnus 2,3° Kuusta pohjoisen, [*] [valoisaa], Vaa’assa, 

                        Saturnuksen kirkkaus 0,8^m,

2.12. kello 0.11 Merkurius 0,2° Kuusta pohjoisen. [*], Vaa’assa, Merkuriuksen kirkkaus –0,6^m

3.12. kello 2.22 Uusikuu

8.12. kello 19.04 Neptunus 4,8° Kuusta etelään, korkeus 19°, suunta 203°, Vesimiehessä, 

                          Neptunuksen kirkkaus 7,9^m

9.12. kello 17.12 Kasvava puolikuu

17.12. kello 11.28 Täysikuu

19.12. kello 10.03 Jupiter 5,9° Kuusta pohjoisen, [*], Kaksosissa, Jupiterin kirkkaus –2,51^m

21.12. kello 19.10 Talvipäivän seisaus, Maan etäisyys Auringosta 147 161 167 km, 

                            Auringon kulmahalkaisija 32' 31"

25.12. kello 15.48 Vähenevä puolikuu

29.12. kello 4.30 Merkurius yläkonjunktiossa.

[*]kohde ei ole näkyvissä ilmoitettuna aikana.

ISON tulee näkymään SOHOn kuvissa

ISON laskettu reitti LASCO C3 -kuvassa.
Punainen kehä kuvan keskellä on
LASCO C2 koronagrafin kuvakenttä ja
musta levy on koronagrafin Aurinkoa
peittävä levy. Kuvaan on lisätty myös
kameran EIT283 ottama kuva Auringosta
Kuva ESA.

Aurinkotutkijat ovat tehneet pitkän, lähes kaksi vuosikymmentä kestäneen havaintojakson käyttäen Solar and Heliospheric Observatory eli SOHO-observatoriota. Sen sijoituspaikka avaruudessa on 1,5 miljoonaa kilometriä maapallosta Auringon suuntaan [1], josta se voi tehdä jatkuvia havaintoja.

SOHOn havaintoinstrumenteissa on kaksi koronagrafia, jotka tekevät havaintoja Auringon ympäristöstä. Koronagrafit tunnetaan nimillä LASCO C3 ja LASCO C2 ja niiden ajantasaiset kuvat julkaistaan Internetissä [2]. Molempien kameroiden ottamista kuvista on löydetty tuhansia komeettoja, joiden olemassa olosta ei muutoin olisi tiedetty mitään. Erityisesti auringonhipojina tunnetuista komeetoista tietomme ilman SOHOn ottamia kuvia olisi huomattavasti vähäisempi.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) [3] laskelmien mukaan tulee LACO C3 kameran kuviin aamulla marraskuun 27. päivänä ja poistuu kuvista 30. päivänä. Perihelipäivänä (28.11.)se näkyy myös LASCO C2 kameran ottamissa kuvissa.

Komeetta ISON ohittaa Auringon noin 2,7 Auringon säteen etäisyydeltä sen keskipisteestä mitattuna. Tämä tarkoittaa noin 1,7 säteen etäisyyttä, eli noin 1,2 miljoonan kilometrin etäisyyttä Auringon pinnasta [4]. Tältä etäisyydeltä komeetan pintaan kohdistuva lämpökuorma on suunnilleen sama kuin jos se olisi noin 2500 °C lämpötilaisessa uunissa.

Komeetta McNaught näkyi näin
hienosti LASCO C3 koronagrafin
ottamassa kuvassa. Kuva ESA.

Muutamista aikaisemmin Auringon lähietäisyydeltä ohittaneiden ja SOHOn ottamista kuvista [5] voi muodostaa mielikuvan miltä ISON tulee näyttämään. Esimerkiksi komeetta McNaught vuonna 2007 näkyi erityisen hienosti LASCO C3 ottamissa kuvissa. Niinpä riippumatta pilvisyystilanteesta, jokainen voi seurata ISONin periheliohitusta Internetistä.

Huomautukset

[1] Kyseinen sijoituspaikka on Lagrangen piste (oikeammin alue), jossa Auringon ja maapallon gravitaatiokentät muodostavat erityisen paikan. Paikkaan sijoitettu luotain kykenee pysyttelemään pisteen alueella vain vähäisellä ohjauksella. Luotain kiertää pistettä ns. halo-radalla. Radan keskellä ei ole mitään massiivista kappaletta.

Lagrangen-pisteitä on kaikkiaan viisi: yksi Auringon ja Maa välisellä suoralla maapallon yöpuolella (L2), samalla suoralla Auringon ja Maan välillä (L1), Maan radalla molemmin puolin noin 60 asteen etäisyydellä Maasta kun kulma mitataan Auringosta (L3 ja L4) ja viides Auringon ja Maan välisellä suoralla Maan radan tuntumassa mutta Auringon takana meistä katsottuna (L5).

[2] LASCO C2, http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/c2/512/  ja LASCO C3 http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/c3/512/

[3] Komeetan havaitsivat venäläiset tähtiharrastajat Vitali Nevski ja Artyom Novichonok kansainvälisen International Scientific Optical Network (ISON) havaintoverkon kokoamista tiedoista. Tästä syystä komeetan nimeksi on tullut ISON eikä löytäjänsä nimet kuten on tapana sellaisissa tapauksissa, jossa myös data (yleensä valokuva) on löytäjänsä itse tuottama. Samaa nimeämiskäytäntöä noudatetaan myös SOHOn kokoaman datan käsittelyssä ja komeetat saavat nimekseen SOHO.

[4] Auringolla ei ole varsinaista pintaa, vaan se on rakenteeltaan kerroksinen, joiden olosuhteet (tiheys, paine ja lämpötila) vaihtelevat. Jokapäiväisessä puheessa Auringon pinnalla ymmärretään fotosfääriä, jonka optinen syvyys on noin 500 km. Tämä on se kerros josta tulevan valon me näemme ”Auringon pintana”. Näin märiteltynä Auringon säde on 6,960 × 10⁸ m.

[5] http://soho.esac.esa.int/hotshots/pasthotshots.html

Mars-meteoriitti on omaa luokkaansa

Black Beauty on nimensä
mukaisesti hyvin tumma.
Kuva Wimedia Commons.

Vuonna 2011 Marokon aavikolta löytynyt 320 gramman musta meteoriitti (”Black Beauty”) on osoittautunut aikaisempia ikämäärityksiä vanhemmaksi. Nyt sen iäksi on saatu märitettyä noin 4,428±0,025 miljardia vuotta, kun aikaisempi tutkimus osoitti sen iäksi ”vain” 2,089±0,081 miljardia vuotta. Lisäksi meteoriitista on löydetty todisteita voimakkaasta geologisesta häiriöstä noin 1,712±0,085 miljardia vuotta sitten.

Ero määritysten välillä voi johtua osaksi siitä, että meteori on Mars-meteoriitiksi aivan omaa luokkaansa. Sen tyypiksi on määrittynyt breksia, siis kivimateriaalia, jossa on iskostunut korkeassa lämpötilassa useita eri-ikäisiä kiviä toisiinsa tulivuoritoiminnan seurauksena.

Pudotessaan NWA 7034 ja NWA 7033 hajosi ainakin viiteen osaan, joille jokaiselle on annettu eri tunnistenumeronsa.  Aikaisempi ikämääritys oli tehty 7034-kappaleesta ja uudempi 7033-kappaleesta. Tutkijat epäilevät, että myös 7034 on  aikaisempaa ikämääritystä vanhempi [3].

Marsista peräisin [4]olevia meteoriitteja tunnetaan 120 (21.5.2013 tilanne). Ne kuuluvat yleensä kolmeen tyyppiin, joita kutsutaan yhteisesti SNC-meteoriiteiksi (shergotiitit, nakhliitit ja chassingniitit)[1]. NWA 7034 ei kuitenkaan kuulu tähän ryhmään, vaan muodostaa aivan oman ryhmänsä ja siitä on havaittu alkalisia aineita kuten kalsiumia ja natriumia.

NWA 7034 meteoriitti sisältää myös aikaisempaa enemmän vettä. Sitä on havaittu 6000 ppm, mikä on vähintään kymmenkertaisesti se, mitä vesipitoisimmat SNC-meteoriitit ovat sisältäneet. Tämä merkitsee sitä, että vettä on ollut runsaasti läsnä kiven muodostuessa.

Tutkimukset jatkuvat ja tuskinpa Black Beauty on vielä paljastanut kaikkia salojaan.

Huomautukset

[1] SNC-meteoriitit ovat akondriitteihin[2] kuuluvia kivimeteoriitteja jotka muistuttavat basalttia tai muita syväkivilajeja (magmakiviä).  Näihin tyyppeihin kuuluvia meteoriitteja epäiltiin Mars-peräiseksi ensimmäisen kerran 1980-luvulla. Tultaessa 2000-luvulle tutkijat olivat jo varmoja niiden alkuperän olevan Marsista. Marsista peräisin on myös oman ryhmänsä (OPX) muodostava Etelämantereelta Allan Hillsin alueelta löytynyt ALH 84001, josta aikoinaan epäiltiin löytyneen fossiloituneita nanobakteereita. Kolmas Mars-peräinen meteoriittiryhmä on basalttinen breksia (BBR).

[2] Akondriiteista puuttuu kivimeteoriiteille (kondriitit) tunnusomainen jyvämäinen rakenne, johtuen ainakin osittaisesta sulamisesta ja uudelleen kiteytymisestä. Akondriitteja on noin 8 % löydetyistä kivimeteoriiteista.  Akondriittien lähteinä pidetään asteroideja (Vesta), Kuuta ja Marsia.

[3] Meteoriitin iällä tarkoitetaan kulunutta aikaa sellaisesta tapahtumasta jossa uudelleen kiteytyminen on tapahtunut. ALH 84001 meteoriitin iäksi on määritetty 1,4 miljardia vuotta, nakhliitit ja chassingniitit ovat noin 1,3 miljardia vuotta ja shergotiitit ovat noin 157–575 miljoonaa vuotta vanhoja.

Meteoriitin avaruudessa Aurinkoa kiertävällä radalla ollessaan siihen törmäävä kosminen säteily aiheuttaa (jalokaasujen) atomiytimissä tunnistettavia isotooppimuutoksia ja aikajakson kesto (CRE) voidaan määrittää. Esimerkiksi nakhliiteilla CRE vaihtelee 0,5–19 miljoonan vuoden välillä.

Vanhojen putoamisten ajankohta voidaan myös määrittää. Kosmisen säteilyn vaikutus lakkaa kun meteoriitti päätyy maanpinnalle. Radioaktiivisten isotooppien puoliintuminen kertoo tutkijoille sen, kuinka pitkä aika putoamisesta on kulunut.

[4] Meteoriittien alkuperä ja ikä voidaan määrittää niissä esiintyvien alkuaineiden isotooppisuhteista ja niiden huokosiin jääneistä pienistä kaasurakkuloiden sisällön vastaavissa analyyseissä.

Komeetta ISON hajoamassa?

Nuoli komeetta ISONin komassa osoittaa
havaittua siipirakennetta.  

Kuva Wendelstein Observatory / MPS.

Max Planck-instituutin ja Ludwig Maximilian yliopiston (München) tutkijat epäilevät komeetta ISON on hajoamassa, sillä sen komassa on havaittu pari siipeä muistuttavaa rakennetta. Siivet eivät kuitenkaan ole nähtävissä visuaalisesti, mutta tulevat esiin kuvankäsittelyn keinoin.

Tutkijoiden mukaan siipirakenteet ovat tyypillisiä komeetoille joiden ytimistä irtoilee isohkoja kappaleita. Toistaiseksi ISONista otetuissa kuvissa ei kuitenkaan ole selvästi irtoamassa olevaa kappaletta havaittu^[1]. Komeetta on kirkastunut jonkin verran viime viikkoina, joten se saisi selityksensä komeetasta irronneesta kappaleesta.

Komeetta on ollut tähän asti pienoinen pettymys, sillä sen kirkkaus ei ennen hyppäyksenomaista kirkastumistaan ollut kehittynyt toiveiden mukaisesti. Tämän sinällään ei ole yllätys, sillä jokainen komeetta käyttäytyy omanlaisensa tavoin. Ennusteet kirkkauden kehityksestä perustuvat lähinnä tilastollisiin keskiarvoihin.

Nyt kun epäilyt komeetan riipiytymisestä ovat saaneet vahvistusta, onkin syytä jännittää kuinka käy tulevaisuudessa. Näin aikaisessa vaiheessa (noin 2 viikkoa) ennen periheliä tapahtunut kappaleen lohkeaminen yleensä ennakoi runsaampaa pirstoutumista lähempänä periheliä, jonka komeetta saavuttaa 28. marraskuuta. Tämä ei oikein tiedä hyvää intomielisille komeettabongareille, jotka tietysti toivovat mahdollisimman kirkasta komeettaa. Pirstoutunut komeetta ei saavuta kirkkaudeltaan sellaisia huippuarvoja kuin yhtenä kappaleena säilyvä komeetta voi saavuttaa.

Huomautukset

[1] Komeettojen jäiset ytimet ovat kooltaan muutamia kilometrejä. Näin ollen ne ovat liian pieniä näkyäkseen yksittäisessä kuvassa, jotka joudutaan ottamaan satojen miljoonien kilometrien etäisyydeltä. Kappaleen irtoaminen voidaan aluksi päätellä sen aiheuttamien komassa tapahtuvien muutosten perusteella. Vasta jos ja kun kappale etääntyy emokappaleesta riittävän etäälle ja siitä muodostuu erillinen komeetta, sen olemassa olo voidaan vahvistaa.

Uusi Maunderin minimikö?

Auringon aktiivisuuden vaihtelu
näkyy auringonpilkkujen ja muiden
Aurngossa tapahtuvien ilmiöiden
määrissä. Kuva Kari A. Kuure.

Auringon matala aktiivisuus on onnistunut ylittämään uutiskynnyksen. Sinällään se ei ole uutinen ainakaan tutkijoille ja alan harrastajille, sillä Auringon aktiivisuuden 11 vuoden jakson lisäksi siinä esiintyy useita muita jaksoja. Olen itsekin käsitellyt Auringon aktiivisuutta aikaisemmissa artikkeleissani ^[1].

Viimepäivien uutisoinnissa on viitattu Pieneen jääkauteen ja Maunderin minimiin, jolloin Auringon toiminta pysytteli minimissään puolisen sataa vuotta. Samaan aikaan ainakin Euroopassa koettiin epätavallisen kylmä kausi nälänhätineen. Katastrofi- ja kauhuskenaario-journalistit ja lehdet pyrkivät tietysti maksimoimaan lehtiensä myynnin jos vain vähänkin, edes epäsuoria viitteitä tulevista huonoista ajoista on näköpiirissä niistä kertovilla jutuillaan. Toistaiseksi mitään sellaista ei ole näkyvissä ainakaan tutkimuksen valossa asiaa tarkasteltuna. 

Maunderin minimi

Maunderin minimillä ymmärretään vuosien 1645 ja 1715 välistä ajanjaksoa, jolloin Auringon aktiivisuus oli minimissään ja auringonpilkkuja ei juuri esiintynyt. Luonnollisesti aurinkohavaintoja 1600-luvun loppupuolella teki vain muutama ihminen, mutta heidän jälkeensä jättämät muistiinpanot kertovat aika erikoisesta ajanjaksosta.

Auringon aktiivisuus vaihtelee ja se näkyy hiili-14
pitoisuuksissa orgaanisen materiaalin kerrostumissa.
Kuva Wikimedia Commons.

Auringon aktiivisuus oli hiipunut koko 1600-luvun alkupuolen ja jokaisella vuosikymmenellä tiedetään esiintyneen alle 10 auringonpilkkua. 1640- ja 1670-luvuilla pilkkuja ei havaittu lainkaan (tai aikanakaan niistä ei ole säilynyt tietoja) ja muillakin vuosikymmenillä vain muutamia pilkkuja.

Onneksi meidän ei tarvitse perustaa tietojamme vain näihin säilyneisiin muistiinpanoihin vaan pystymme rekonstruoimaan Auringon aktiivisuuden vaihtelut suhteellisen tarkasti hiili-14 (¹⁴C) ja beryllium-10 (¹⁰Be)määrityksiin. Molemmat aineet syntyvät ilmakehässä lähinnä kosmisen säteilyn vaikutuksesta: hiili-14 syntyy typestä ja beryllium-10 kosmisen säteilyn törmäyksissä niin ilmakehässä kuin tähtienvälisessä avaruudessa.

Beryllium-10 määrä jäätiköiltä
tehdyissä kairauksissa
osoittaa Auringon aktiivisuuden
vaihtelevan. Kuva Wikimedia
Commons.

Auringon aktiivisuus heijastuu kosmisen säteilyn määrään aurinkokunnan sisäosassa. Aktiivisina kausina kosminen säteily ei pääse tunkeutumaan niin syvälle aurinkokuntaan kuin minimin aikoina, joten molempia radioaktiivisia aineita syntyy aktiivisina kausina pienempiä määriä kuin minimin aikana. Kemiallisesti molemmat aineet toimivat kuten muut saman aineen isotoopit, eli hiili sitoutuu orgaanisiin aineisiin. Beryllium-10-pitoisuudet voidaan puolestaan määrittää erilaisista kerrostumista, yleisesti jäätiköillä tehdyistä kairausnäytteistä.

Maunderin minimi ei ole ainoa Auringon aktiivisuuden minimi, vaan vastaavia on esiintynyt suhteellisen säännöllisesti 200–250 vuoden välein.  Historiasta tunnetaan ainakin Homeerinen minimi (vuosina 950–800 eaa.), Oortin minimi (v. 1040–1080), Wolfin minimi (v. 1280–1350), Spörerin minimi (v. 1450–1550), Maunderin minimi (v. 1645–1715) ja Daltonin minimi (v. 1790–1820). Minimit eivät yleensä kuitenkaan tarkoita Auringon aktiivisuuden vähenemistä niin pitkään ja syvään vaiheeseen kuin mitä Maunderin minimissä tapahtui. Minikausienkin aikana jonkinlaista aktiivisuutta on ollut havaittavissa ja auringonpilkkuja on esiintynyt jonkin verran.

Daltonin minimin jälkeen Auringon aktiivisuus on ollut voimakasta koko 1900-luvun. Huippu saavutettiin vuonna 1958 aktiivisuusmaksimin aikaan. Edellisen kerran vastaavaa aktiivisuutta esiintyi noin 8 000 vuotta sitten. Näin ollen nykyinen aktiivisuuden hiipuminen, jos se nyt jatkuu seuraavien aktiivisuusjaksojen aikana, voidaan nähdä paluuna normaaliin olotilaan, jossa Aurinko tuottaa energiaa hyvin tasaisesti.

Pieni jääkausi

Pieneksi jääkaudeksi nimitetään vuosina 1450–1850 Pohjois- ja Keski-Euroopassa ollutta kylmää kautta. Tällöin lämpötilan arvioidaan olleen 2–3 °C viileämpää kuin nykyisin pitkäaikaiset keskiarvot. Ilmiö oli suhteellisen paikallinen ja se ehkä liittyy samanaikaiseen maapallon keskilämpötilan putoamiseen noin 0,6 asteella. Ajanjaksolla jäätiköt kasvattivat kokoaan niin Norjassa kuin Alpeilla. Kylmintä oli 1690-luvulla, jolloin koettiin useina vuosina täydellisiä viljakatoja ja ihmisiä kuoli nälkää suurin joukoin.

Pieneen jääkauteen johtanut lämpötilan aleneminen alkoi Keskiajan lämpökauden päättyessä joskus 1300-luvun viimeisen neljänneksen aikana. Suomessa Keskiajan lämpökauden huippu saavutettiin vuosina 980–1250, jolloin useat talvet Keski-Suomea myöten olivat lumettomia. Silloin maapallon keskilämpötila oli samaa luokkaa kuin nykyisin, saattoipa olla hieman korkeampikin.

Pienen jääkauden jälkeen viileää aikaa jatkui vielä 1850-luvun jälkeenkin ja esimerkiksi Suomessa koettiin Suuria nälkävuosia 1866–1868, joskin kehnot viljelyvuodet alkoivat jo vuosikymmen aikaisemmin.

Auringon aktiivisuus ja ilmasto

Auringon aktiivisuuden vaihtelu ja ilmaston muutokset (vaikkakin paikallisina) on liitetty voimakkaasti yhteen. Tilanne siinä suhteessa ei nykyisinkään ole muuttunut, sillä geomaantieteelliset olosuhteet ovat täysin sama kuin muutama vuosisata sitten. Nykyisin varsinaisena ilmastoa muuttavana tekijänä pidetään Pohjois-Atlantin oskillaation (NAO) ^[2] pitkään jatkunutta negatiivista vaihetta, jolloin Siperiasta Eurooppaan on päässyt purkautumaan erittäin kylmiä ilmamassoja.

Mikä sitten on saanut NAO-indeksin kääntymään negatiiviseksi, sillä yleisesti se on lähes jatkuvasti positiivinen? Yleisesti hyväksyttyä selitystä ei ole, mutta usein (ja syystä) selitykseksi on tarjottu Auringon aktiivisuuden vaihtelua.

Aktiivisuuden vaihtelulla on useita erilaisia vaikutusmekanismeja, alkaen matalalla olevan pilvisyyden vaihtelusta ja päätyen suurilmakehän kiertojärjestelmissä tapahtuviin muutoksiin. Ilmaston herkkyys näihin vaikutusmekanismeihin on kuitenkin täysin tuntematon. Tieteellisen todisteketjun ja vaikutusmekanismin puutteen vuoksi emme kuitenkaan voi varmasti todeta Auringon aktiivisuuden olevan ilmiön takana, vaikkakin tilastolliset näytöt tällaisesta riippuvuudesta kertovatkin.

Huomautukset

[1] Aikaisemmin olen käsitellyt Auringon aktiivisuutta artikkeleissa: Auringon magneettikenttä kääntyy (21.8.2013), Auringonaktiivisuusennuste aivan metsässä (3.3.20139) ja Auringon aktiivisuus notkahti (24.1.2013).

[2] Pohjois-Atlantin oskillaattiolla ymmärretään pysyvien matala- ja korkeapaineiden sijoittumista Pohjois-Atlantilla. NAOn positiivinen vaihe merkitsee pysyvää matalapainetta Islannissa ja sen eteläpuolella ja korkeapainetta Portugalin (Lissabonin) länsipuolisella merialueella. Tällöin suhteellisen leutoa ilmamassaa pääsee virtaamaan Atlantilta Pohjois-Eurooppaan pitäen ilmastolliset olosuhteet asutukselle sopivina.

Negatiivisen NAO-vaiheen aikana korkeapaine onkin Islannissa ja matalat etelämpänä Atlantilla. Tällöin siperialainen kylmä ilmamassa pääsee tunkeutumaan pitkälle Euroopan alueelle.

Uutuuskirja: Tähdenlento pöytälaatikossa

Esko Valtaoja

Lisbeth Landerforth

Tuula Moilanen

Tähdenlento pöytälaatikossa 

ja muita taivaan tarinoita

ISBN 978-952-5985-10-8

Ursa ry. 2013

Nid. 56 sivua A4

Suositushinta 29,50€

Kirjan tekijöistä professori Esko Valtaoja ei esittelyjä kaipaa. Sen sijaan kaksi muuta kirjan tekijää eivät ehkä ole aivan yhtä nimekkäitä, sillä he ovat Lisbeth Landerforth, alkujaan itävaltalainen mutta maailman myrskyissä Suomeen rantautunut näyttelijä, muusikko ja oopperalaulaja sekä graafikko Tuula Moilanen.

Kolmikko on saanut aikaan hieman epätavallisen kirjan, joka on monipuolinen. Itse olen viehättynyt Tuula Moilasen osittain viitteellisesti avaruusaiheisiin liittyvistä vesivärimaalauksista, jotka on tehty vanerille. Puun lustot ja pinnan karheus antavat oman leimansa maalausten pintarakenteeseen. Lustojen muusta pinnasta poikkeava ominaisuus imeä väriä itseensä antaa maalauksille erityisen mielenkiintoisen monitasoisen ilmeen, jota taiteilija osaa käyttää hienovaraisen taitavasti hyödyksi luodessaan töitään.

Lisbeth Landeforthin osuus kirjassa on eräänlaisen kysyvän alustuksen kirjoittaminen eri aiheista. Esko Valtaoja sitten syventää ja laajentaa aihetta jonkin verran. Kyseessä ei kuitenkaan ole kysymys-vastauskirja, vaan hieman eri lähtökohdista ammentava luonnon ja tähtitaivaan asioiden ihmettelyä. Sinällään siis aika tavalla erilainen toteutus kuin tavallisesti tiedettä popularisoivissa kirjoissa yleensä on käytössä.

Esko Valtaojan osuus ei kovin tieteellisiin pohdintoihin yllä sillä hän oikeastaan jatkaa samalla tyylillä ja tunnelmissa mitä Lisbeth Landerforth alustuksessaan käytti. Tästä hieman epätavallisesta tyylistä huolimatta jonkin verran asiaa on Valtaoja onnistunut omaan osuuteensa sisällyttämään, aiheesta riippuen enemmän tai vähemmän. Silti olisin toivonut häneltä hieman tieteellisempää ja konkreettisempaa otetta asioiden käsittelyissä. Ehkäpä Eskon taiteellisuus ja taiteen rakkaus pääsi hieman voitolle tutkijasta tekstin kirjoitusvaiheessa.

Kenelle tämä lyhyt kirja on sitten tarkoitettu? Huomaan pohtivani tätä kysymystä kirjaa lukiessani. Missään tapauksessa se ei ole lasten ja nuorten kirja ainakaan siinä mielessä, että sen aiheen käsittelytyyliltään on loppujen lopuksi aika vaativa. Lapsilta ja nuoriltakaan ei voi olla sellaista elämänkokemusta mitä kirjoitustyylit edellyttäisivät, vaikka kyseessä ei ole vaikeat asiat. Ehkäpä oikea lukijakunta löytyy niistä aikuisista, joiden mielenkiinto tähtitieteeseen ja maailmakaikkeuteen on vasta herännyt ja he ovat hieman filosofiseen ajatteluun taipuvaisia. Varmasti myös taiteen ystävät voivat nauttia kirjan annista.

GOCE päätyi Etelä-Atlantiin

GOCE-satelliitti.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) maapallon gravitaatiokenttää havainnut GOCE-satelliitti päätyi Tyyneen valtamereen ylitettyään sitä ennen Siperian asumattomat alueet. Tuhoutuminen tapahtui noin kello 2 aikoihin (Suomen aikaa) viimeyönä ja sen ei tiedetä aiheuttaneen minkäänlaisia vahinkoja. Arviolta pari kolmesataa kiloa satelliitin 1100 kg massasta päätyi merenpintaan asti.

Viimeisen kerran satelliittiin oltiin yhteydessä Etelämantereella sijaitsevalta Troll-asemalta kello 0.42. Tällöin mittausdata kertoi satelliitin tietokoneen lämpötilaksi 80 °C ja akkujen lämpötilaksi 84 °C. ESAn insinöörien yllätykseksi satelliitti oli täysin toimintakuntoinen korkeista lämpötiloista huolimatta. Korkeutta satelliitilla oli tuolloin jo alle 120 km. Korkeus oli jo niin vähäinen, että tuhoutuminen oli väistämätöntä seuraavan kierroksen aikana.

12.11.2013

ESA tarkensi putoamispaikkaa. Se tapahtui Tyynen valtameren sijaan Etelä-Atlantilla Tulimaan itäpuolella ja Falkland-saarista etelään. Tuhoutumisaika oli 2.16. Oheisesta kartasta selviää putoamispaikka

 
https://maps.google.de/maps?num=50&q=-56,-60&ie=UTF8&hq=&hnear=0x1a518a690ca2a93d:0xdce616971e86954,-56,-60&gl=de&t=m&ll=-55.998381,-60.007324&spn=5.901093,14.0625&z=6&iwloc=A&source=embed

 

GOCE ylittää Kangasalan huomenna aamulla?

Taiteilijan näkemys GOCE-satelliitista.
Kuva ESA.

Ennusteiden mukaan GOCE-satelliitti päätyy ilmakehään ensiyönä Suomena aikaa. Jos ennuste toteutuu, niin silloin se on kaukana maamme ilmatilasta.

Jos kuitenkin ilmakehän satelliitin vauhtia vastustava voima on heikompi kuin mitä laskelmissa on otettu huomioon ja tuhoutuminen tapahtuu myöhemmin, niin silloin maanantaiaamuna kello 8.50 aikoihin satelliitin rata vie sen Oriveden, Kangasalan ja Valkeakosken yläpuoliseen ilmatilaan. Radan alin kohta ei kuitenkaan ole pohjoisella pallonpuoliskolla, joten satelliitin tuhoutuminen juuri tähän aikaan on epätodennäköistä.

Satelliitin rataa voi jäljittää Google-kartastosta esimerkiksi seuraavasta linkistä http://www.n2yo.com/passes/?s=34602

Kiertoradalla olevan sateliittin rata alenee ilmakehän vastustavasta voimasta johtuen aluksi hitaasti. Jos rata on soikea (ellipsi), radan vajoaminen on voimakkainta radan kaukaisimmassa pisteessä (apogeum) vaikka lähin piste (perigeum) myös alenee. Toisin sanoen rata muuttuu pyöreämmäksi. Jos rata pääsee vajoamaan tiheämmän ilmakehän alueelle (noin 120 km tai alle) radan muodon muokkaantuminen on hyvin nopeaa ja juuri ennen tuhoutumistaan satelliitin rata voi olla jo lähes pyöreä. Näin ollen tuhoutuminen voi tapahtua lopulta missä radan kohdassa tahansa.

Lisää aiheesta löytyy aikaisemmasta artikkelista

http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2013/11/goce-tuhoutuu-viikon-kuluessa.html

ISON komeetta kirkastuu odotetusti

Komeetta ISON Hubblen kuvaamana.
Kuva NASA/HST.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) on kirkastunut korjatun ennusteen mukaisesti, jonka on hieman vähemmän kuin ensimmäisen kirkkausennuste. Ero ensimmäisen ja korjatun ennusteen välillä on noin 1–1,5^m.

Tuoreimpien havaintojen mukaan komeetan kirkkaus on noussut jopa 9^m, joten se pitäisi olla hyvin havaittavissa kiikareilla. Kiikareiksi periaatteessa riittää 7×50 kokoiset, mutta kirkkaamman ja selkeämmän kuvan komeetasta saa tätä suuremmilla laitteilla. Jos käytettävissäsi on 20×80 tai vieläkin valovoimaisemmat kiikarit, niin nyt ne olisi syytä kaivaa kaapinperältä käyttöön.

Komeetan havaitussa kirkkaudessa esiintyy aika suuri hajonta. Tämä on ymmärrettävää, sillä havaitsijat tekevät havaintonsa aika monella erilaisella laitteella, havaintaolosuhteet ovat erilaiset ja havaitsijoiden kokemus komeettojen havaitsemisessa ja kirkkauden arvioinnissa on hyvin monen tasoista. Joukkona he kuitenkin pystyvät tekemään aika hyviä havaintoja.

Kirkkauskaaviota katsottaessa täytyy ottaa huomioon, että kaavion yhtenäinen musta käyrä on alkuperäinen ennuste. Punaiset pisteet ovat tehtyjä havaintoja. Ennusteen suurin kirkkaus on perihelin aikaan, mutta sen havaitseminen on käytännössä vaikeaa, sillä komeetta on silloin vain hieman yli miljoonan kilometrin etäisyydellä Auringosta ja Auringon kilo estää kaikki havaintoyritykset.



Komeetan kirkkaus on kehittynyt
uudistetun ennusteen mukaisesti.
Kuva Nasa CIOC.

Komeetta kirkkaus nousee jyrkästi sitä mukaa mitä lähemmäksi periheli tulee ja havainto-olosuhteet samalla huononevat merkittävästi. Tästä syystä ensimmäiset paljain silmin tehdyt havainnot lienevät mahdollisia vasta perihelin ohituksen jälkeisinä muutamana päivänä (jos silloinkaan). Tavallisen ihmisen kannalta voidaan vain toivoa, että komeetan kirkkaus pysyttelisi riittävänä, jotta havainnot onnistuisivat joulukuun alkupuolella ilman havaintovälineitä.

Toistaiseksi komeetassa ei ole havaittu minkäänlaisia merkkejä pirstoutumisesta. Tämä ei vielä ole ollut edes odotettavissa, sillä komeetta on juuri ja juuri siirtynyt lähemmäksi Aurinkoa kuin maapallo. Komeetta lähestyy aurinkokunnan sisäosaa hyvin jyrkässä kulmassa ekliptikaa, joten maapallon radan tuntumassa komeetta ei ole ollut.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetta radallaan etenee sitä voimakkaampi vuorovesivoima siihen kohdistuu. Vuorovesi voima pyrkii muuttamaan komeettaytimen muotoa soikeaksi (jos se olisi pallo) ja jos se ei ole rakenteeltaan jännitystä kestävä. Jos komeettaydin on hauras, pirstoutuminen on väistämätöntä.

Komeetta saattaa kuitenkin selvitä lähiohituksestaan, sillä Auringon Rochen raja ^[1] kiinteille kappaleille on noin 550 000 km ja nestemäisille kappaleille noin 1,07 miljoonaa kilometriä. Komeetan lähin etäisyys on vain noin 1,2 miljoona kilometriä Auringon pinnasta (radan säde on tuolloin noin 1,9 miljoonaa kilometriä), joten perihelietäisyys on paljon suurempi kuin Rochen rajan etäisyys.

Komeetta 17P/Holmes vuodelta 2007.
Kuva Kari A. Kuure.

Vuorovettä suuremman vaikutuksen komeettaytimeen tekee siitä haihtuva vesihöyry. Auringon lämmittävä vaikutus voi synnyttää pinnanalaisia vesitaskuja ja jopa kehittää niihin suuria ylipaineita. Tällöin heikko jäärakenne ei ehkä kestä vaan murtuu ja nestemäinen vesi syöksyy avaruuteen. Sisäinen paineen muodostus voi myös pirstoa komeetta ydintä ennakoimattomasti. Tällaisen pirstoutumisen seurauksena komeetan kirkkaus voi kasvaa moninkertaiseksi. Komeetta 17P/Holmesin kirkkaus kasvoi (tällaisen) purkauksen aikana miljoonakertaiseksi vuonna 2007. Tosin purkauksen syytä ei kuitenkaan tunneta varmasti.

Huomautukset

[1] Rochen raja on etäisyys jolla tähteä, planeettaa tai vaikkapa kuuta lähestyvä gravitaatiovoimansa sitoma useasta pienemmästä kappaleesta kostuva kappale pirstoutuu siihen kohdistuvan vuorovesivoiman vaikutuksesta. Raja määräytyy lähinnä lähestyvän (kiertävän) kappaleen tiheydestä, mutta kiinteillä kappaleilla ja nesteillä on rakenteesta johtuvia eroja rajaa laskettaessa. Kiinteiden kappaleiden Rochen raja on noin puolet pienempi kuin nestekappaleiden. Komeettaa ei oikein voi pitää kumpaakaan ryhmään kuuluvana, joten jonkinlainen arvio niiden väliltä voisi olla oikea.

Asteroidit ovat luultua suurempi uhka

Tšeljabinskin meteorin jättövana noin
20 km korkeudella.
Kuva Wikimedia Commons.

Tiedelehti Nature’sssa äskettäin julkaistu tutkimus ^[1] osoittaa, että Tšeljabinskin meteorin tapaiset pienehköt asteroidit ^[2] Maan radan tuntumassa ovat yleisempiä kuin mitä on pystytty havaitsemaan.

Tutkimusryhmä kokosi havaintonsa USAn infra-ääniä havaitsevan valvontaverkoston kokoamasta aineistosta yli 20 vuoden ajalta. Tulosten mukaan maapallon ilmakehään syöksyi tänä aikana vähintään kuusikymmentä noin 20 m kokoluokkaa olevaa asteroidia. Määrä on kolminkertainen aikaisempiin havaintoihin verrattuna.

Ilmakehään syöksyvien kappaleiden havaitseminen ei ole kovinkaan helppoa maapallon pinnanmuodostuksen vuoksi. Maapallon meret kattavat ¾ koko pinta-alasta ja maan osuudestakin suuri osa on harvaan asuttua tai asumattomia alueita. Tästä syystä asteroidien syöksyjä ei havaita kuin hyvin harvoin.

Aikaisemmin arvioitiin, että pienten asteroidien törmäyksiä sattuisi kerran 150 vuodessa, Tunguskan ^[3] kokoisia kerran tuhannessa vuodessa. Nyt siis arviota on täytynyt korjata ja tutkimustuloksen mukaan näyttäisi siltä, että asteroideja törmäisi maapallon ilmakehään noin 30 vuoden välein (tilastollinen keskiarvo).

Toisessa tutkimuksessa (joka myös julkaistiin Naturessa) päädyttiin tulokseen, että Tšeljabinskin meteorin rata oli hyvin lähellä 86039-asteroidin rataa. Asteroidi on noin 2 km kokoinen. Vaikka radat ovat samankaltaiset, se ei vielä kuitenkaan ole täysin varma osoitus kappaleiden yhteisestä alkuperästä. Ajatus asteroidista irronneesta pienestä kappaleesta ei kuitenkaan ole kaukana.

 Huomautukset

[1] Tutkimusryhmää johti professori Peter Brown Länsi-Ontarion yliopistosta.

[2] Asteroidien koon alarajaa ei ole määritetty, joten jotkut käyttävät yli 1 metrin kokoluokkaa oleville kappaleille nimitystä "asteroidi". Nimistön käyttö on kuitenkin horjuvaa, välillä kappaleita kutsutaan meteoroideiksi, meteoriiteiksi ja välillä asteroideiksi.

Fysiikkaan perustuvaa tukea tämä  käytäntö ei saa, sillä aikaisempien tutkimusten mukaan noin 150 m kokoiset tai sitä pienemmät kappaleet ovat yleensä yhdestä kappaleesta koostuvia, kun taas suuremmat kappaleet ovat kasa erikokoisia kiviä, jotka pysyvät yhdessä gravitaationsa vaikutuksesta. Rajaa suuremmat kappaleet pyörivät itsensä ympäri hitaasti, korkeintaan viisi kierrosta vuorokaudessa. Pienemmät kappaleet voivat pyöriä nopeammin, mutta tutkimuksia tästä on hyvin vähän.

[3] Kesäkuun 30 päivänä vuonna 1908 törmäsi Siperiaan Tunguskan alueelle arviolta noin 50 metrinen kappale, jota on epäilty pieneksi komeettaytimeksi. Kappale tuhoutui ilmakehässä noin 10 km korkeudella, mutta paineaalto kaatoi metsää noin 2000 km² alueelta ja sytytti sen tuleen.

Huippututkimus on parasta köyhyydenvastaista toimintaa

Intian Mars-luotain lähdössä
kuuden kuukauden matkalleen.
Kuva ISRO.

Intian Mars-luotaimen onnistunut laukaisu on herättänyt ainakin suomalaisissa tiedotusvälineissä ja ehkä muuallakin kriittisiä lausuntoja, joiden mukaan (avaruus)tutkimukseen käytetyt varat olisi pitänyt käyttää köyhyyden poistamiseen.

Mars-luotaimen hinta oli Intian ilmoituksen mukaan noin 50 miljoona euron tuntumassa. Summa on pieni ja sillä ei kovinkaan paljoa köyhyyttä saada poistettua Intian kokoisessa valtiossa, jossa miljardin ihmisen väestöstä merkittävä osa on köyhiä. Silmäparia kohti tuosta summasta ei montaa senttiä tulisi, joten köyhät pysyisivät edelleen köyhiä.

Tarkastellaanpa mitä avaruuteen oikein lähetettiin ja mihin siihen upotetut rahat oikeasti menivät. Suurin osa Mars-luotaimeen käytetyistä aineista on alumiinia, jonkin verran titaania ja merkittävästi pienempi osa piitä, kultaa ja harvinaisia maametalleja. Kaikki nämä aineet ovat lojuneet alun perin maaperässä malmeina jossakin päin maapalloa.

Jotta niistä on tullut Mars-luotain, on tarvittu valtava määrä työtä ja energiaa. Tämä työ ei ole syntynyt tyhjästä vaan sillä on tekijänsä ja tekijät ovat saaneet palkkaa, useimmat varmasti setelirahaa enemmän tai vähemmän. Mitä pidemmälle on jalostettu ja mitä edistyneempää tekniikkaa ja menetelmiä on käytetty, sen enemmän laitteiden työstämiseen on sitoutunut työtä. Lopulta on saavutettu tuote, jonka jalostusarvo satoja kertoja kultaa arvokkaampaa.

Koko jalostusarvon kasvu jää hyödyttämään sitä yhteiskuntaa jossa jalostaminen tehdään (eikä suinkaan lähde kohti Marsia luotaimen mukana).  Yhteiskunta on verottanut tätä työn tuottavuutta monessa vaiheessa ja lopulta työntekijät käyttävät saamansa palkkarahat omien talojen rakentamiseen, koulutukseen, perheensä elämiseen jne. toisin sanoen panevat rahat kiertämään.

Mitä nopeammin rahat kiertävät sen enemmän ne tuovat hyvinvointia ja sitä laajemmalle (myös köyhille) taloudellinen vaikutus leviää moninkertaistaen alkuperäisen tuottavuuden. Sillä on siis paljon suurempi ja merkittävämpi taloudellinen hyöty kuin muutaman sentin panostus jonkun köyhän elämässä, jolle sen arvo on ehkä riisikupin arvoinen ja jonka hyöty ei ulotu edes seuraavaan päivään.

Loppuyhteenvetona Marsia kohti lähti hyvin pieni kasa ainetta (alun perin metallimalmia) mutta sen jalostus tutkimusluotaimeksi loi uutta taloutta ja vaurautta köyhyydestä kärsivälle Intian kansalle ja pienissä määrin myös muille maailman valtioille ja ihmisille. Hieman yleisemmin: huippututkimus ja korkea jalostusarvo ovat parasta (ja jossain mielessä ainoaa) köyhyyden vastaista toimintaa mitä ihmiskunta voi tehdä. MOT.

 

Pimeää ainetta ei löytynyt

LUX-laitteiston ilmaisin puhdastilassa
ennen sen sijoittamista teräksiseen
termospulloon.
Kuva Matt Kapust,
Sanford Underground Research Facility.

Sanfordin tutkimuslaitoksen^[1] LUX-laitteistolla^[2] tehdyssä ja kolme kuukautta kestäneessä kokeessa ei pimeää ainetta löytynyt. Samalla koe osoittaa, että aikaisemmin epäsuoria vihjeitä pimeästä antaneista kokeissa saavutetut tulokset olivat todennäköisesti vääriä. Ainakaan ne eivät olleet aiheutuneet pimeästä aineesta.

Pimeää ainetta on etsitty vuosikymmeniä sen jälkeen kun tähtien nopeuksissa galaksien ympäri havaittiin poikkeamia, jotka eivät selity tavanomaisen eli näkyvän aineen jakaumalla galakseissa. Selityksenä pidetään hyvin yleisesti pimeää ainetta, joka vuorovaikuttaa tavallisen aineen kanssa lähinnä gravitaation välityksellä. Pimeäksi aineeksi on ehdotettu WIMP-hiukkasia^[3][4], jotka olisivat keskittyneet valtavaksi pilveksi galakseihin ja niiden ympärille.

Pimeä aine ei säteile valoa tai mitään sähkömagneettista säteilyä, joten sen havaitseminen on vaikeaa. Pimeän aineen hiukkaset eivät myöskään muodosta atomien kaltaisia hiukkasryppäitä keskenään. Tähänastiset havainnot ovat epäsuoria ja ne perustuvat gravitaation aikaansaamiin vaikutuksiin kaukaisista kohteista peräisin olevaan valoon. Tällaiset havainnot ovat lähinnä vain suuntaa antavia.

LUX-laitteiston teräksinen termospullo
on sijoitettu isoon vesisäiliöön,
joka suojaa ilmaisinta kosmisen
säteilyn aiheuttamilta häiriöiltä.
Kuva Matt Kapust, Sanford
Underground Research Facility.

Sanfordin LUX-laittesto koostuu teräksisestä termospullosta, jossa on kolme tonnia nestemäistä ksenon kaasua noin –107 °C lämpötilassa. Säiliön pohjalla ja kannessa on valoilmaisimet ja siihen on synnytetty sähkökenttä. WIMP-hiukkasen törmätessä yhteen ksenon-atomiin ja se puolestaan aiheuttaa törmäysten sarjan. Ketjureaktiossa syntyy valonvälähdyksiä ja elektroneja. Valonvälähdykset havaitaan valoilmaisimilla ja elektronit ohjautuvat sähkökentän vaikutuksesta kohti säiliö yläosaa, jossa on ohut kerros ksenon-kaasua. Elektronit saavat aikaan kaasussa lisää valon välähdyksiä. Valoilmaisimilla voidaan paikantaa alkuperäinen törmäys muutaman millimetrin tarkkuudella ja valon voimakkuus kertoo prosessissa vapautuvasta energiasta.

Maanalainen kaivos on valittu sijoituspaikaksi lähinnä kosmisen säteilyn ja neutriinojen aiheuttamien ”väärien hälytysten” vuoksi. Massiivinen kallioperä suodattaa suurimman osan kosmisen säteilyn hiukkasista. Lisäsuojaksi LUX-laitteisto on upotettu yli 320 tonnin pudasvesisäiliöön, joka poistaa loputkin häiriöiden (kohinan) aiheuttajat. Lisäksi LUX-laitteisto on viritetty 33 GeV/c² massaisten^[5] WIMP-hiukkasten etsintään, joten energialtaan erilaiset tapahtumat voidaan seuloa pois.

Tämän vuoden alussa LUX-säiliö täytettiin ksenonilla ja muiden valmistelujen jälkeen tutkijat pääsivät tekemään koetta. Koe kesti kolme kuukautta ja tulosten analysointi on valmistunut syksyn aikana ja ne julkaistiin lokakuun 30 päivänä. Niiden mukaan pimeää ainetta ei havaittu. Tulos on merkittävä, sillä laitteiston herkkyyden lasketaan olevan kolmesta pariinkymmeneen kertaa suurempi kuin muiden aikaisempien laitteistojen.

Aikaisempien kokeiden, esimerkiksi erittäin kylmän pii-ilmaisimella tehdyissä kokeissa havaittiin noin 1600 tapahtumaa, eli sen mukaan matalamassainen WIMP-hiukkanen törmäsi piiatomiin kerran 80 minuutissa. Mitään vastaava ei LUX-laitteistolla havaittu vaikka olisi pitänyt.

Tutkimusta tällä laitteistolla jatketaan ainakin pari seuraavaa vuotta. Tämän jälkeen LUX-laitteisto korvataan suuremmalla, noin 7 tonnin ksenon-vetoisuudella olevalla LUX-SEPLIN-laitteistolla (LZ) samassa puhdasvesisäiliössä. Uusi laitteisto tulee olemaan tuhansia kertoja herkempi kuin nykyinen LUX-laitteisto.

Huomautukset

[1] Sanford Undergrouns Research Facility joka sijaitsee noin 1,5 km syvässä HomeStake-kultakaivoksessa Etelä-Dakotassa (USA). Kaivosyhtiö luovutti tuotantonsa päättäneen kaivoksen Etelä-Dakotalle tutkimuskäyttöön. Sanfordin rahoittajina on kaikkiaan 17 yliopistoa tai tutkimuslaitosta, USA, UK ja Portugal.

[2] Large Underground Xenon (LUX) dark mater detector eli Suuri maanalainen ksenon-ilmaisin pimeän aineen etsintään.

[3] Weakly Interacting Massive Particle eli WIMP; eksoottisia ja teoreettisia hiukkasia, joiden arvellaan muodostavan pimeän aineen joko osaksi tai kokonaan. Hiukkaset ovat massiivisia ja vaikuttavat tavallisen aineen kanssa ainoastaan gravitaation ja heikon vuorovaikutuksen välityksellä. Hiukkasfysiikan standardimalliin WIMP-hiukkaset eivät sisälly, mutta supersymmetriset hiukkasteoriat mahdollistavat ne.

[4] Pimeäksi aineeksi on ehdotettu koko joukko muitakin, lähinnä supersymetrisiä hiukkasia kuten kevyin supersymetrinen hiukkanen LSP tai neutraliino.

[5] GeV/c² = gigaeletronivoltti jaettuna valonnopeuden neliöllä on hiukkasfysiikassa käytetty massanyksikkö.  Yksi eV on energia jonka elektroni saa, kun sen nopeutta kiihdytetään 1 voltin potentiaalieron sähkökentässä. Yhden eV energiamäärä on 1,6021773·10^-19 J (joulea) ja 1 GeV=10⁹ eV.

 

 

 

GOCE tuhoutuu viikon kuluessa

Taiteilijan näkemys GOCE-satelliitista.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestön (ESA) maapallon gravitaatiokenttää mitannut GOCE-satellitti päätyy ilmakehään suunnilleen viikon kuluttua. Nyt se on jo alle 190 km korkeudella ja radan korkeus vähenee useita kilometrejä vuorokaudessa. Tällä hetkellä näyttäisi siltä, että tiheämpään ilmakehään se joutuu viimeistään 11. päivänä, jolloin se tuhoutuu. Aivan tarkkaa ajankohtaa ei vielä pystytä ennakoimaan, sillä ilmakehän tiheysvaihtelut vaikuttavat satelliitin matkanteon hidastumiseen.

Ocean Circulation Explorer eli lyhyemmin GOCE-satelliitti on kartoittanut maapallon gravitaatiokenttää aikaisempaa suuremmalla tarkkuudella maaliskuusta 2009 alkaen. Elokuuhun 2012 asti sen rata pidettiin 255 km korkeudella, jonka jälkeen se muutettiin hieman alemmaksi, 224 km korkeuteen. Alemmalla radalla kartoitusta voitiin jatkaa suuremmalla tarkkuudella.

Satelliitin ajoaine^[1], ksenon, loppui 21.10. jonka jälkeen sen rata on alkanut vajota alemmaksi ilmakehässä. Vajoaminen johtuu satelliitin liikkumiseen kohdistuvasta ilmakehän vastustavasta voimasta^[2], joka tällä korkeudella on jo merkittävä satelliittien ratoihin vaikuttava tekijä. Alle 250 km korkeudella ilmakehän vastustava voima on sen verran suurta, että ilman rakettimoottoreiden käyttöä satelliitti vajoaa syvempään ilmakehään tuhoutuakseen vain muutamassa viikossa.

GOCEn rata on ollut matalimmalla mitä koskaan tutkimussatelliitit ovat käyttäneet, vain tiedustelusatelliitit ovat olleet lyhyitä aikoja vielä alemmilla radoilla. GOCE on myös ainutlaatuinen satelliitti, sillä siinä on aerodynaamiset siivekkeet käytössä. Niiden ja ionimoottorin työntövoiman säädöllä pystyttiin satelliitin rataa säätämään erittäin tarkasti.

Geoidi GOCE-satelliitin mittausten
mukaan. Kuva ESA.

Nimensä mukaisesti GOCE on tehnyt mittauksia gravitaationkentän voimakkuuden vaihtelusta. Mittaustulosten perusteella tutkijat ovat onnistuneet määrittämään maapallon geoidi-muodon aikaisempaa paljon suuremmalla tarkkuudella. Geoidi on se pallosta poikkeava muoto, johon maapallon merien pinnat asettuisivat ilman virtauksia ja muita häiritseviä tekijöitä. Merivirrat, ilmanpaineiden vaihtelut, merialueiden erilaiset lämpötilat ja tuulet vaikuttavat siihen, kuinka korkealle paikallinen merenpinta todellisuudessa asettuu.

GOCEn mittaukset antavat tietoa myös edellä lueteltujen ”häiritsevien tekijöiden” vaikutuksesta ja jälleen aikaisempaa suuremmalla tarkkuudella. Näiden tekijöiden vaikutuksen tunteminen auttaa tutkijoita ymmärtämään valtamerien hyvinkin monimuotoista dynamiikkaa.

GOCEn mittaukset eivät kuitenkaan rajoittuneen vain valtameriin, vaan mittaustuloksia saatiin myös maapallon pintakerroksen ja sen alapuolella olevan vaipan (Moho) tiheydestä ja rakenteesta. Mittaustarkkuus oli niin suuri, että Japanissa 11. maaliskuuta 2011 tapahtuneen maanjäristyksen aiheuttamat ääniaallot Mohossa havaittiin mittausdatasta.

Elokuun 2012 tapahtuneen radan alentamisen jälkeen GOCE pystyi havaitsemaan valtamerissä esiintyviä pyörteitä, joista aikaisemmin on saatu vain hyvin vähän tietoja.

GOCEn toiminta-aika oli suunniteltu päättyvän huhtikuussa 2011. Ajoaineen kulutus oli kuitenkin sen verran vähäisempää, että satelliitin toimintaa päätettiin jatkaa. Ajoaineen kulutukseen vaikutti Auringon oletettua vähäisempi aktiivisuus, sillä aktiivisuudella on suora vaikutus ilmakehän tiheyteen ja laajuuteen. Aktiivisina kausina maapallon ilmakehä on tiheämpi ja ulottuu laajemmalle kuin minimin kausina. Tämän lisäksi saatiin suoraa tietoa Auringon aktiivisuuden vaihtelun^[3] vaikutuksesta maapallon ilmakehään.

Tiheään ilmakehään joutuminen aiheuttaa satelliitin tuhoutumisen. Vaikka suurin osa jäännöksistä ehtii höyrystyä maapallon ilmakehässä, on kuitenkin mahdollista että suurimmat ja massiivisimmat osat, kuten ksenon-säiliö ja jotkin moottorin osat voivat päätyä maanpinnalle. Putoamispaikkaa ja aikaa ei kuitenkaan osata ennustaa kuin korkeintaan muutama tunti ennen tuhoutumista. ESA pitää kuitenkin jokaisen rata-alueella olevan valtion viranomaisia selvillä siitä, missä satelliitin lasketaan tuhoutuvan.  Myös ESAn julkaisemalta Internet-sivustolta ^[4]  (englanniksi) voi seurata päivitettyjä tietoja satelliitin statuksesta ja aivan loppuvaiheessa siellä julkaistaan myös tietoja ennakoidusta tuhoutumisalueesta.

GOCEn rata on ollut aurinkosynkroninen ja sen inklinaatio (kaltevuuskulma ekvaattoritasoon nähden) on 96,7°, joten mahdollinen putoamispaikka käsittää koko maapallon. Maapallon pinta-alasta on ¾ merta ja mantereidenkin pinta-alasta merkittävä osa täysin asumatonta, joten satelliitin putoaminen asutuskeskuksiin tai asutulle seudulle on suhteellisen pieni mahdollisuus. Sitä mahdollisuutta ei kuitenkaan ainakaan tässä vaiheessa pystytä sulkemaan pois.

Huomautukset

[1] Ajoaine (ei siis polttoaine!) on ksenon jalokaasua, joka satelliitin ionimoottorissa ensin ionisoidaan ja sen jälkeen kiihdytetään suureen nopeuteen voimakkaalla sähkökentällä. Mekanismi on aivan sama kuin mitä käytettiin (ja on osaltaan edelleen käytössä) vanhoissa tv-kuvaputkissa. Ero kuvaputkeen nähden on, että ionimoottorissa kiihdytys tehdään positiivisesti varautuneille ksenon-atomeille, kun tv-kuvaputkessa kiihdytettiin elektroneja.

Jalokaasuna ksenon ei pala, joten se ei tarvitse hapetinta. Ionimoottorin synnyttämä työntövoima on suhteellisen heikko, mutta vastapainoksi moottoria voidaan pitää jatkuvasti toiminnassa. Tästä syytä moottorilla voidaan saada merkittävästi suurempia matkanopeuksia kuin perinteisillä kemialliseen palamiseen perusvilla rakettimoottoreilla. Lisäksi ajoainetta tarvitaan merkittävästi vähemmän kuin polttoainetta, joten se suoraan vaikuttaa satelliittien ja luotainten rakenteeseen, massaan ja havaintoinstrumenttien määrään.

GOCE-satellittissa ionimoottorin jatkuvakäyttöisyyttä voitiin käyttää hyödyksi kumoamaan ilmakehän liikettä vastustava voima. Ajoaineen määrää ja sähkökentän voimakkuutta säätämällä saatiin satelliitti pysymään hyvin tarkasti määritetyllä radallaan, joka puolestaan helpotti suuremman mittaustarkkuuden saavuttamista.

[2] Ilmakehän vastustava voima koostuu kahdesta tekijästä: ilmakehän kaasun kompressoitumisesta satelliitin etupuolella ja vastaavasti täydellisestä tyhjiöstä jättöpuolella sekä hyvin vähäisessä määrin kitkasta. Paine-ero saa aikaan pienen mutta suhteellisen tasaisen voiman, joka on liikesuunnalle vastakkainen. Tästä syystä se saa aikaan voiman suuntaisen pienen kiihtyvyyden ja satelliitti menettäisi liike-energiaansa, ellei tätä vastustavaa voimaa kumottaisi.

[3] Luotaimen laukaisun aikaan elettiin vähäisen, mutta nousevan aktiivisuuden kautta ja nyt sen päättäessä toimintansa ollaan aktiivisuusmaksimissa tai se voidaan olla jo ohitettu. Lokakuussa 2013 Auringon aktiivisuus oli sen verran korkea, että jos se jatkuu samanlaisena vielä pari kuukautta, voidaan katsoa sen olleen Auringon eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuusmaksimi.

[4] http://www.esa.int/Our_Activities/Observing_the_Earth/GOCE/GOCE_completes_its_mission