Maapallon vuotuinen kierto – seisaukset, tasaukset ja kiertoradan oikut

KAK – Tänään kesäkuun 21. päivänä on kesäpäivänseisaus (tarkka hetki oli kello 5.43.). Useimmille meistä se merkitsee juhannusta ja juhlimista monin tavoin. Jos omistat kesämökin tai huvilan, olet varmaankin siellä perheesi ja tai ystäviesi kanssa. Jos et omista mökkiä tai et jostakin syystä pääse matkustamana sinne, niin ehkä kotipaikkakunnallasi järjestettiin yhteisiä juhlia kokoineen aattoiltana. Tai jos viihdyt paremmin yksiksesi tai vaikka puolisosi kanssa, silloin uskoakseni olet kuitenkin juhlatuulella, onhan tämä vuoden parasta aikaan (vaikka joidenkin mielestä syksy tai talvi on parasta).

Kesäpäivänseisaus ei ole vain juhla, vaan sillä on myös astronominen merkitys. Tässä artikkelissa käsittelen maapallon vuotta, sillä maapallon kierto Auringon ympäri on paljon muutakin kuin kalenterivuosi. Vuoden mittaan tapahtuu joukko astronomisesti merkittäviä hetkiä – seisaus- ja tasauspäiviä, etäisyysvaihteluita ja akselin suunnan vaikutuksia – jotka kaikki yhdessä muovaavat maapallon ilmastollista ja valollista rytmiä.

 

Akselin kaltevuus – vuodenaikojen perusta

Maapallon pyörimisakseli on kallistunut noin 23,44 asteen kulmaan kiertoratansa tasoon nähden. Tämä kallistuma säilyy suunnilleen samana Maan kiertäessä Auringon ympäri. Tämän seurauksena eri vuodenaikoina Auringon säteet osuvat eri alueille eri kulmassa ja eri korkeudelta, mikä aiheuttaa vuodenajat. Ilman tätä kallistumaa ei olisi talvea, kesää eikä kevättä – vain tasainen, trooppinen ilmasto lähes koko planeetalla.

 

Maapallon vuodessa on astronomisesti muutama mielenkiintoinen piste. Kuva © Kari A. Kuure.

Tasauspäivät – kun valo ja pimeä lähes tasapainossa

Kevätpäiväntasaus (noin ^[1] 20. maaliskuuta) ja syyspäiväntasaus (noin 22.–23. syyskuuta) ovat hetkiä, jolloin Aurinko paistaa suoraan päiväntasaajalle. Usein sanotaan, että tällöin päivä ja yö ovat yhtä pitkät kaikkialla, mutta todellisuudessa tämä ei pidä tarkasti paikkaansa.

Ilmakehä taivuttaa auringonvaloa siten, että Aurinko näkyy vielä vähän sen jälkeen, kun se on geometrian mukaan horisontin alapuolella. Lisäksi Auringolla on halkaisijaa – sen yläreuna nousee ja laskee eri aikaan kuin keskikohta. Näin ollen päivä on tasauspäivinä yleensä 6–10 minuuttia pidempi kuin yö, riippuen havaintopaikasta.

Napapiirien läheisyydessä tasauspäivien merkitys liittyy ennen kaikkea siihen, milloin Aurinko alkaa jälleen nousta pitkän kaamoksen jälkeen tai milloin se laskee viimeisen kerran ennen yötöntä yötä.

Seisauspäivät – vuoden ääripisteet

Kesäpäivänseisaus (noin 20. – 21. kesäkuuta) on hetki, jolloin Aurinko on korkeimmillaan pohjoisella taivaalla ja päivä on pisimmillään. Talvipäivänseisaus (noin 21. – 22. joulukuuta) puolestaan on vuoden lyhin päivä, jolloin Aurinko käy matalimmillaan.

Napapiirin pohjoispuolella Aurinko ei laske lainkaan kesällä eikä nouse lainkaan talvella. Tätä kutsutaan yöttömäksi yöksi ja kaamokseksi. On kuitenkin huomattava, että kaamos ei ala tarkalleen napapiiriltä, vaikka napapiiri määritelläänkin sen mukaan, missä Aurinko juuri ja juuri ei nouse tai laske seisauspäivinä. Ilmakehän taite ja Auringon kiekon koko nostavat Auringon näkyviin vielä hieman geometristen rajojen ulkopuolellakin. Näin ollen todellinen kaamos alkaa vasta noin 67,4 asteen pohjoisella leveysasteella – siis esimerkiksi hieman Sodankylän pohjoispuolella.

Maan kiertorata ei ole ympyrä

Maapallon kiertorata ei ole tarkalleen ympyrä, vaan hieman soikea. Tämän vuoksi Maan etäisyys Auringosta vaihtelee. Maa on lähimpänä Aurinkoa (perihelissä) noin 3. tammikuuta, jolloin etäisyys on noin 147,1 miljoonaa kilometriä. Kauimpana (aphelissä) Maa on noin 4. heinäkuuta, jolloin etäisyys on noin 152,1 miljoonaa kilometriä.

Tämä etäisyysero aiheuttaa noin 7 % vaihtelun säteilytehossa. Vaikka se on havaittava ero, se ei aiheuta vuodenaikoja – akselin kallistuma on siihen verrattuna paljon merkittävämpi tekijä. Tämä tietysti jokainen huomaa, sillä heinäkuussa on paljon lämpimämpää kuin tammikuussa.

 

Vuodenaikojen kesto ei ole symmetrinen

Vuodenaikojen pituudet eivät ole keskenään yhtä pitkät. Pohjoisella pallonpuoliskolla kesä kestää hieman pidempään (noin 93 päivää) kuin talvi (noin 89 päivää). Tämä johtuu Keplerin laeista: Maa liikkuu radallaan nopeammin ollessaan lähempänä Aurinkoa (perihelissä, eli pohjoisen talvella) ja hitaammin kauempana (aphelissä, eli pohjoisen kesällä).

Eteläisellä pallonpuoliskolla tilanne on päinvastainen – siellä kesä on lyhyempi mutta intensiivisempi, koska Aurinko on silloin lähempänä.

 

Prekessio muuttaa niin tähtitaivaan koordinaatteja kuin Maan vuoden tapahtumien päivämääriä jos niitä ei korjattaisi tasaisin välein. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Pitkän aikavälin vaihtelut

Maapallon akselin suunta ei pysy täysin muuttumattomana. Se piirtää hitaasti kartion muotoista liikettä, jota kutsutaan prekessioksi. Tämä liike kestää noin 26 000 vuotta. Lisäksi akselin kallistuskulma vaihtelee 22,1 ja 24,5 asteen välillä noin 41 000 vuoden jaksoissa, ja kiertoradan muoto muuttuu vielä pidemmillä aikaskaaloilla.

Näiden kolmen mekanismin – prekession, akselikulman muutoksen ja radan soikeuden – yhdistelmä muodostaa niin kutsutut Milankovićin syklit. Niiden uskotaan vaikuttavan maapallon pitkän aikavälin ilmastollisiin vaihteluihin, kuten jääkausien rytmiin.

 

Suomen näkökulma – valon vuoristorata

Suomen leveysasteilla päivän pituuden vaihtelu vuoden aikana on dramaattista. Esimerkiksi Helsingissä päivän pituus vaihtelee noin 6 tunnista yli 18 tuntiin. Pohjoisessa – vaikkapa Utsjoella – vaihtelu on vielä suurempaa: kesällä Aurinko ei laske lainkaan moneen viikkoon, talvella taas ei nouse viikkoihin.

Kaamos ei kuitenkaan ulotu napapiirille asti, vaikka se olisi looginen raja. Ilmakehän taite ja Auringon kiekon koko siirtävät todellista pimeän jakson alkua pohjoisemmaksi. Rovaniemen korkeudella Aurinko pysyy hyvin matalalla ^[2] talvipäivänseisauksen aikaan, mutta nousee silti näkyviin – jos horisontti sen sallii.

 

Taivaallinen aikakello

Maapallon kiertoliike Auringon ympäri on taivaallinen aikakello, jonka osoittimina toimivat valo, varjo ja lämpö, sekä joskus aurinkokello pihamaalla. Seisauspäivät ja tasauspäivät, perihelit ja aphelit eivät ole vain taulukoidut hetket vaan konkreettisia käännekohtia ajassa ja luonnon rytmissä. Meidän arkinen aikakäsityksemme on yhä sidoksissa tähän suureen, säännölliseen kiertoon, vaikka sitä ei ehkä enää aina tule ajatelleeksi.

 

Tapahtuma	Päivämäärä (2025)	Ilmiö
Periheli	4. tammikuuta	Maa lähimpänä Aurinkoa
Kevätpäiväntasaus	20. maaliskuuta	Aurinko päiväntasaajalla
Kesäpäivänseisaus	21. kesäkuuta	Pohjoisen pisin päivä
Apheli	4. heinäkuuta	Maa kauimpana Auringosta
Syyspäiväntasaus	22. syyskuuta	Aurinko taas päiväntasaajalla
Talvipäivänseisaus	21. joulukuuta	Pohjoisen lyhin päivä

 

Viitteet

[1] Päiväntasaus- ja seisauspäivien tarkka päivämäärä vaihtelee muutamasta syystä, jotka liittyvät Maan liikkeeseen ja kaltevuuteen:

Tärkein syy vaihteluun on karkausvuosien järjestelmä. Maan kierto Auringon ympäri ei ole tasan 365 päivää, vaan noin 365,2422 päivää. Kalenterimme pyöristää vuoden 365 päivään, ja karkauspäivä 29. helmikuuta lisätään joka neljäs vuosi tasapainottamaan tätä eroa. Ilman karkauspäiviä kalenterivuosi ja todellinen aurinkovuosi siirtyisivät vähitellen toisistaan, jolloin vuodenajat ja niihin liittyvät tapahtumat, kuten tasauspäivät, osuisivat eri aikoihin kalenterissa.

Myös muiden Aurinkokunnan planeettojen gravitaatio vaikuttaa hieman Maan kiertorataan ja sen nopeuteen. Nämä pienet vetovoimat voivat muuttaa Maan rataa hyvin vähän, mikä puolestaan voi siirtää tasauspäivien ajankohtia. Nämä vaikutukset ovat kuitenkin hyvin pieniä verrattuna karkausvuosien ja radan elliptisyyden vaikutukseen.

Pitkällä aikavälillä Maan akselin prekessio eli Maan pyörimisakselin hidas huojunta vaikuttaa tasauspäivien ajankohtaan. Maan akselin asento muuttuu hitaasti noin 26 000 vuoden syklillä, mikä saa aikaan sen, että tasaus- ja seisauspäivät siirtyvät vähitellen aikaisemmaksi gregoriaanisessa kalenterissa. Tämä vaikutus on kuitenkin vuositasolla niin vähäinen, ettei sitä yleensä huomaa ilman tarkkaa mittausta.

Nämä tekijät yhdessä aiheuttavat sen, että tasaus- ja seisauspäivien päivämäärät voivat vaihdella hieman vuosittain, yleensä päivällä tai kahdella. Tästä syystä myös tekstissä käytetään ilmaisua ” noin”.

[2] Auringon ja Kuun nousu- ja laskuajat määritellään näiden kappaleiden yläreunan mukaan, kun taas päiväntasaukset ja pohjoiset ja eteläiset deklinaatiot näkyvän kiekon keskipisteen mukaan.

Japanilainen tähtitieteilijä havaitsi kirkkaan välähdyksen Kuussa

Japanilainen tähtitieteilijä ja tähtiharrastaja Daichi Fujii havaitsi Kuussa 23. helmikuuta kello 20.14.30,8 kirkkaan välähdyksen Kuun eteläisellä pallonpuoliskolla. Se syntyi pienehkö meteoroidin törmättyä Kuun pintaan. Törmäyksessä syntyy kraatteri, joka on mahdollista havaita Kuuta kiertävillä luotaimilla. Toistaiseksi kraatteria ei vielä ole onnistuttu tunnistamaan.

Ensimmäisellä kuvauslaitteistolla otettu kuva törmäyksestä. Kuvakaapaus Daichi Fujii Twitter-tilillään julkaisemasta videosta. 

Kuuhun, samoin kuin Maahan, törmää jatkuvana virtana pieniä ja hieman suurempiakin meteoroideja. Maan ilmakehässä saapuvat kivet aiheuttavat meteoreiksi nimettyjä valoilmiöitä, joita varmasti jokainen meistä on joskus nähnyt, jos tähtitaivaalle hieman pitempään katselee etenkin meteoriparvien maksimin aikaan. Satunnaisiakin meteoreja näkyy silloin tällöin.

Kuussa ei ole ilmakehää, joten meteoreita siellä ei esiinny. Kaikki törmäävät kappaleet tulevat pintaan kosmisella nopeudella, joka voi olla jopa 72 km/s. Tällaisella nopeudella saapuvat myös Leonidien meteoriparven kappaleet marraskuussa. Kuuhun törmäävistä kappaleista hieman massiivisemmat aiheuttavat näkyvät plasmapallot yleensä alle sekunniksi. Törmäys roiskauttaa kuuperää jonkin verran, joista suurin osa putoaa takaisin pinnalle hyvin nopeasti, jolloin syntyy kraattereiden ympärillä näkyvät vaaleat säteet. Aikaisemmissa tutkimuksissa jo noin kahden kilogramman massainen kivi voi aiheuttaa selvästi näkyvän törmäyspilven.

Toisella kuvauslaitteistolla kuvattu törmäys. Kuvakaapaus Daichi Fujii Twitter-tilillään julkaisemasta videosta.

Osa aineesta sinkoutuu kuitenkin avaruuteen ja voi pudota Maahan ja aiheuttaa meteorin tai tulipallon ja joskus jopa Kuusta peräisin olevaa ainetta päätyy maanpinnalle asti. Tällä hetkellä tunnetaan 59 luetteloitua (Wikipedia) Kuusta tullutta meteoriittia. Tosin kirjallisuudessa ja netissä liikkuu tieto, jonka mukaan Kuusta tulleita kiviä olisi jopa yli 120 kappaletta.

Daichi Fujii tekee havaintoja kotonaan Hiratsukassa. Hän käyttää kahta kaukoputkea ja kameraa, jotta varmasti kaikki mahdolliset tapahtumat tallentuisivat. Tehtävä saattaa tuntua aika toivottamalta, mutta todellisuudessa törmäyksiä Kuuhun tapahtuu sen verran runsaasti, että vaikka kaikkein pienimmät (ja samalla runsaimmat) eivät näy kaukoputkella tai tallenteissa, niin tunnin aikana voi kuitenkin havaita jopa kahdeksan törmäystä. Toki suurin osa törmäyksistä on niin pieniä, että niistä ei uutisia sorvata, mutta silloin tällöin kirkkaampikin törmäys tallentuu kuviin.

Näkyvät törmäykset, vaikka ne ovatkin kaikista törmäyksistä suurimpia, auttaa tutkijoita märittämään maapallon radan tuntumassa liikkuvan meteoroidivuon tiheyden ja ainemäärän. Lisäksi Kuun törmäyskraatterien määrä pinta-alayksikköä kohti kertoo pinnan iästä, kun tiedetään törmäävien kappaleiden vuon ominaisuudet.

 

Asteroidit – uhka ja mahdollisuus

Asteroidi 243 Ida on tyypillinen pääasteroidivyöhykkeen kappale.
Kuva Wimedia Commons.

Asteroidit – uhka ja mahdollisuus

Teksti Kari A. Kuure

Asteroidit ovat aurinkokuntamme pienkappaleita yhdessä komeettojen kanssa. Vaikka komeetat ovatkin suurelle yleisölle ehkä se paljon mielenkiintoisempi kohde, asteroidit voivat tulevaisuudessa osoittautua suureksi hyödyksi, viimeistään siinä vaiheessa kun harvinaisista metalleista alkaa tulla ylipääsemätöntä puutetta.

Mitä asteroidit ovat?

Asteroidit ovat kaikkialla aurinkokunnassamme Aurinkoa kiertävillä radoilla olevia kappaleita, joiden koko vaihtelee useista sadoista kilometreistä vain muutaman metri kokoisiin. Pienimpiä asteroideja voidaan myös kutsua meteoroideiksi, sillä rajaa asteroidien ja meteoroidien väliin ei ole määritelty. Joidenkin lähteiden mukaan meteoroideiksi voidaan kutsua kappaleita, joiden koko on jopa 200 metriä. Vastaavasti asteroideiksi voidaan kutsua vain 2 metrin kokoista kappaletta.

Vaikka asteroideja on koko aurinkokuntamme alueella, aina ja välttämättä kaikkia niitä ei kuitenkaan asteroideiksi lasketa. Tällaisia poikkeustapauksia ovat yleensä transneptuniset kohteet, siis asteroidien kaltaiset kappaleet, joiden radat sijaitsevat Neptunuksen radan ulkopuolella. 

Raja komeettojen ja asteroidien välillä on myös hyvin häilyvä, sillä osalla asteroideista on ominaisuuksia, joita tavallisesti on komeetoilla. Esimerkiksi muutamilla asteroideilla esiintyy ratojen perihelin läheisyydessä heikkoa pyrstön muodostumista auringonlämmön vapauttaman kaasun ja pölyn levitessä avaruuteen. Onkin syytä epäillä, että tällaiset asteroidit voivat olla entisiä komeettojen ytimiä, jotka ovat menettäneet helposti haihtuvat kaasut ja vesijään pinnaltaan kierrettyään vuosituhansia aurinkokunnan sisäosassa.

Kuinka paljon asteroideja on?

Asteroidien tarkkaa lukumäärää on mahdoton sanoa. Joidenkin arvioiden mukaan pääasteroidivyöhykkeellä on ainakin 500 000 asteroidia. Todellisuudessa niitä varmasti on enemmän, sillä pieniä vain muutaman metrin halkaisijaltaan olevia kappaleita nykyinen havaintotekniikkamme ei pysty paljastamaan.

Neptunuksen radan ulkopuolella olevien asteroidien määrää on mahdotonta edes arvioida, sillä niitä olemme pystyneet havaitsemaan vasta jokusen vuoden ja silloinkin kaukoputkiemme kuvakentässä näkyvät kohteet ovat niitä kaikkein suurikokoisimpia.

Vaikka pääasteroidivyöhykkeen asteroidien määrä on suuri, niiden yhteinen massa on kuitenkin aurinkokunnan mittakaavassa hyvin vähäinen. Arviot asteroidien yhteismassaksi on noin 3 % Kuun masssasta (2,3x10²¹ kg). Se on hyvin vähän ja asteroidivyöhykkeen kappaleet eivät missään oloissa olisi voinut muodostaan ”puuttuvaa planeettaa”. Kääpiöplaneetta Ceresin sisältämä massa on noin 40 % koko asteroidivyöhykkeen massasta ja muutama muu asteroidi sisältää vielä merkittävän osan jäljelle jäävästä massasta (4 Vesta 12 %, 2 Pallas 9 %, 10 Hygiea 4 %, 511 Davida 1,6 %, 704 Interamnia 1,4 % ja 3 Juno 1,2 %).

Asteroidi 4 Vesta on suurin ja muodotaan pyörein asteroidi.
Vestaa pienemmät asteroidit ovat suurimmaksi osaksi enenmmän
tai vähemmän perunan muotoisia, siis melkoisen epäsymmetrisiä.
Kuva Wikimedia Commons.

Asteroidien muoto ja rakenne

Pääasteroidivyöhykkeeltä on onnistuttu valokuvaamaan joitakin suurimpia ja mielenkiintoisimpia asteroideja käyttämällä luotainten ohilentoja. Kuvia katseleva ovat varmasti panneet merkille, että asteroidit ovat hyvin harvoin pallonmuotoisia. Huomio on aivan oikea, sillä useimmat asteroidit ovat hyvin epämääräisen muotoisia ja vain kaikkein suurimmista muutamat muistuttavat palloa edes jossakin määrin.

Pallonmuotoisuus on seurausta asteroidin koosta, sen kun täytyy olla useita satoja kilometrejä ennen kuin niiden muoto muuttuu palloksi. Kyseessä on kappaleen uudelleen muotoutuminen gravitaation vaikutuksesta. Jos iso kappale ei ole ns. isostaattisessa tasapainossa, gravitaatio luo riittävän suuren voiman joka pakottaa kiven muuttamaan muotoaan ja pitkän ajan kulussa kappaleesta tulee lopulta pallonmuotoinen. Pallonmuotoinen isostaattinen tila on vakaa.

Jäät eivät kestä aivan yhtä suuria voimia, vaan päätyvät isostaattisen tasapainoon selvästi pienemmissä kappaleissa kuin kiviset asteroidit. Niinpä enimmäkseen jäästä koostuvat asteroidit ovat pallonmuotoisia jo silloin, kun niiden koko on noin 300 km.

Asteroideista suurin osa on huokoisia. Tämä johtuu niiden syntytavasta ja pienestä massasta. Planetoidit olivat syntyään hyvin höttöistä materiaalia ja kun ne kerääntyivät keskinäisen gravitaation vaikutuksesta yhteen suuremmiksi kappaleiksi, erillisten kappaleiden väliin jäi aukkoja. Massan kasvaessa aukkojen tilavuus pieneni. Vielä useiden satojen kilometrien kokoinen asteroidi voi olla hyvinkin huokoinen joko kauttaaltaan tai sellaisen sisällä on suurempia onkaloita.

Asteroidien kemiallinen rakenne

Asteroidit muodostaneessa protoplanetaarisessa pilvessä on ollut hyvin paljon erilaisia alkuaineita. Niiden joukossa on ollut myös suuri määrä radioaktiivisia aineita. Kun asteroidin koko on riittävä, radioaktiivisten aineiden hajotessa niiden tuottama lämpö on jäänyt erityksiin asteroidin kivikuoren estäessä lämmön ulossäteilyn. Tästä seurauksena on ollut asteroidien sisäisen lämpötilan nousu ja kiviaines on sulanut.

Sulamisesta on seurauksena raskaimpien alkuaineiden siirtyminen asteroidien keskiosiin ja pinnalle on jäänyt kevyempää kiviainesta. Rakenteellisesti tällainen asteroidin ydin on rauta-nikkeliä metallisena, sen ulkopuolella on metallispitoisista mineraaleista (mm. oliiviinia) koostuva mantteli ja pinnaltaan nämä asteroidit ovat yleensä kiveä. Ilmiö on ollut siis aivan sama kuin mitä aurinkokuntamme kiviplaneetoilla on tapahtunut.  Tapahtunutta kutsutaan differentoitumiseksi ja ainakin 4 Vesta ja 2 Pallas ovat selkeästi tämän tyyppisiä asteroideja.

Asteroidien spektroskooppiset tutkimukset ovat paljastaneet, että asteroidit jakaantuvat kolmeen pääryhmään ja jokaisella päätyypillä on vielä useampia alaryhmiä. Pääryhmät ovat C-, S-, M- ja joitakin muita harvinaisempia ryhmiä, joissa on vain muutamia asteroideja.

C-ryhmän asteroidit ovat hiilipitoisia kiviasteroideja ja ne ovat hyvin yleisiä. Seuraava ryhmä on S ja ne ovat kiviasteroideja, joissa on kohtalaisen runsaasti metalleja sisältäviä mineraaleja. M-ryhmä on harvinaisin ja tähän ryhmään kuuluvat asteroidit koostuvat enimmäkseen metalleista ja metallipitoisista mineraaleista. Tässä ryhmässä on myös hyvin usein harvinaisia platinaryhmän metalleja.

Spektroskooppisten tutkimusten lisäksi asteroideja voidaan tutkia myös meteoriittien kemiallisen koostumuksen määrittämisellä. Näin sen vuoksi, että iso joukko maapallolle pudonneista meteoriiteista on peräisin pääasteroidivyöhykkeen asteroideista. Pääasteroidivyöhykkeellä muutaman kerran miljoonassa vuodessa tapahtuu kahden asteroidin kesken yhteentörmäys, joka sinkoaa pienempiä kappaleita avaruuteen. Muutaman kymmenenmiljoonan vuoden kierrettyään Aurinkoa, meteoroidi on päätynyt radalle, joka on johtanut sen suoraan maapallon ilmakehään ja sitä tietä sitten maanpinnalle.

Pääasteroidihyöhyke sijaitsee Marsin ja Jupiterin ratojen
välissä. Kuva Wikimedia Commons.

Asteroidien radat

Palataanpa tarkastelemaan asteroidien ratoja hieman tarkemmin. Kiertoratojen mukaan asteroidit on luokiteltu erilaisiin ryhmiin:

• NEAt ovat Maata lähestyviä asteroideja
• Maan troijalaiset
• Marsin troijalaiset
• Pääasteroidivyöhykkeen asteroidit
• Jupiterin troijalaiset
• Kentaurit Jupiterin ja Neptunuksen ratojen välissä ja
• Neptunuksen troijalaiset.

Troijalaiset ovat asteroideja, joiden radat sijaitsevat suunnilleen emoplaneetan radalla Auringosta katsoen joko 60 astetta planeetan liikesuunnassa jättöpuolella tai etupuolella. Troijalaiset eivät suinkaan ole palkallaan vaan kiertävät Lagrangen pisteiksi nimettyjä L4 ja L5 pisteitä soikealla haloradalla. Halorata voi ulottua niin kauas Auringon ympäri, että asteroidi voi päätyä tekemään kierroksen vastakkaisen Lagrangen pisteen ympäri. Tunnetuimmat troijalaiset ovat Jupiterin troijalaiset, joita on myös runsaimmin, noin 6 500 kappaletta. Maapallolla on vain muutama troijalainen.

Maapallon lähelle tulevat asteroidit on luokiteltu niiden ratojen
mukaan. Maapallon rata on merkitty sinisellä värillä.
Kuva Wikimedia Commons.

Neptunukset radan ulkopuolella ovat plutiinot, jotka kiertävät Aurinkoa 3:4 resonansissa Neptunuksen kiertoaikaan. Niiden ulkopuolella on kääpiöplaneetta Pluto, joka puolestaan kiertää Aurinkoa 2:3 Neptuksen kiertoajan resonanssissa. Cubewanos ovat Kuiperinvyön kohteita, joiden kiertoajat ovat 3:5 ja 4:7 Neptunuksen kiertoaikaan nähden ja vielä näitäkin kauempana on twotinos kappaleet, joiden kiertoaika on 1:2 ja 2:5 Neptunuksen kiertoaikaan nähden.

Kuiperinvyön ulkopuolella noin 50 au:stä alkaen sijaitsee Hajanainen kiekko, jossa on useita isohkoja kappaleita esimerkiksi Eris niminen kääpiöplaneetta. Se on suunnilleen Pluton kokoinen kappale. hajanainen kiekko ulottuu vähintäänkin 100 au etäisyyteen.

Seuraava alue onkin sitten Hillsin pilvi, joka ulottuu 100 – 300 au:n etäisyyteen Auringosta. Hillsin pilvi on varmasti runsain asteroidien määrän suhteen, sillä niitä lasketaan olevan noin 20 biljoonaa. Hillsin pilvi on osa Oortin pilveä, joka ulottuu aina 100 000 au etäisyyteen Auringosta. Etäisyys on noin 1,5 valovuotta, eli kolmannes matkasta lähimpään tähteen alfa Kentauriin. Oortin pilvessä arvioidaan olevan komeettaytimiä noin kymmenen maapallon massan verran.

Dinosaurukset tuhoutuivat vuoren kokoisen asteroidin törmäyksessä
noin 65 miljoonaan vuotta sittern. Kuva Wikimedia Commons.

Uhka

Maata lähestyvät asteroidit voivat muodostaa todellisen uhkan törmäyksestä. Törmäys todennäköisesti realisoituu tulevaisuudessa, mutta sen seuraukset riippuvat törmääjän koosta. Vuoteen 2020 mennessä tunnemme kaikki yli 1 km kokoiset Maata lähestyvät asteroidit ja ne tuskin muodostavat törmäysuhkaa näkyvissä olevassa tulevaisuudessa. Näiden sijaan paljonkin pienemmät, kooltaan 150–1000 metrinkokoiset kappaleet muodostavat todellisen uhkan.

Vaikka tällä hetkellä yksikään tunnettu keskikokoinen asteroidi ei ole törmäyskurssilla Maan kanssa, tilanne ei kuitenkaan ole pysyvä. Asteroidien radat muuttuvat Jarkovskin-ilmiön aiheuttaman voiman vaikutuksesta ja monen isokokoisen asteroidin rata saattaa muuttua törmäykseen johtavaksi.

Törmäyksen seuraukset ovat riippuvia siitä kuinka massiivinen törmääjä on, mihin se sattuu putoamaan ja kuinka suurella nopeudella törmäys tapahtuu. Noin 130 metrin kappale, joka on viime aikoina maapallon ohittaneiden asteroidien keskikoko, synnyttää törmätessään noin 1 km kokoisen kraatterin. Vapautuva energia on noin 3 Mt (1 Mt= 4,184×10¹⁵ J, Hiroshiman pommin energia oli 0,015 Mt). 

Berrigerin kraatteri Arizonassa on noin 1,6 km halkaisijaltaan.
Sen aiheutti noin 50 metrin kokoinen rauta.meteoriitti noin
49 000 vuotta sitten. Kuva Wikimedia Commons.

Jos tällainen kappale törmää havaitsijasta noin 50 km etäisyydessä, hän havaitsee noin 4,8 magnitudin maanjäristyksen noin 10 sekunnin kuluttua törmäyksestä. Jyrinä tulisi kuuluville noin 3 minuutin kuluttua ja olisi voimakkuudeltaan noin 65 dB, tuulennopeus olisi 4 m/s (ilmakehässä tapahtuvasta tsunamin kaltaisesta ilmiöstä johtuva). Vaikutukset olisivat siis hyvin vähäisiä muualla kuin juuri törmäyspaikalla ja sen välittömässä läheisyydessä.

Otetaan toinen esimerkki hieman suuremman kappaleen törmäyksestä. Oletetaan törmäävän kappaleen olevan noin 1 km kokoinen. Tällaisen kappaleen törmäyksessä kraatterin halkaisija olisi 16 km ja syvyys noin 700 metriä. Vapautunut energia olisi noin 90 000 Mt. Asteroidin reitillä maanpinnalla koettaisiin ennen törmäystä noin 3 minuutin ajan voimakas lämpösäteily, joka sytyttäisi kaiken palavan materiaalin tuleen.  Auringonsäteilyyn verrattuna lämpösäteily olisi melkein 400-kertainen. 50 km etäisyys törmäyskohtaan ei olisi turvallinen, sillä kraatterista sinkoutuvat kiviaines olisi tällä etäisyydellä noin 60 cm lohkareita ja niitä kertyisi noin 1,2 metrin kerros.

Kauempana, vielä 200 km etäisyydellä heitteet olisivat noin 1,6 cm kappaleita ja niitä kertyisi pari senttiä –  ei tappavaa, mutta omaisuusvahinkoja syntyisi! Myös lämpösäteily olisi vielä voimakasta, noin 17-kertainen auringonsäteilyyn verrattuna ja tulipaloja saattaisi syttyä niin rakennuksiin kuin maastoonkin. Ihmisille syntyisi kolmannen asteen palovammoja. Maanjäristys olisi 7,9 magnitudia, joka rikkoisi heikkoja rakennuksia, kestäviinkin tulisi halkeamia. Törmäys synnyttämä tuuli olisi nopeudeltaan liki 70 m/s (vrt. hurrikaani) ja äänen paine noin 90 dB.

Törmäyksen vaikutuksista voi laskea netissä olevilla laskureilla, joita on useita. Tässä kerrotut esimerkit on laskettu osoitteessa http://www.purdue.edu/impactearth/ olevalla laskurilla.

Jos törmäys tapahtuu mereen, mikä on todennäköisempää kuin maalla tapahtuva törmäys, tuhovaikutusta lisää voimakas tsunamin muodostuminen. Jopa useiden tuhansien kilometrien etäisyydellä olevilla rannikoilla hyökyaaltojen korkeudet voivat olla jopa satoja metrejä! Tuhoa syntyisi hyvin pitkälle sisämaahan asti, riippuen rannikon topografisesta profiilista.

Välittömien tuhovaikutusten lisäksi, isokokoisen asteroidin törmäyksen välillisiä vaikutuksia olisivat ilmastolliset vaikutukset. Törmäyksen höyrystämä vesi (merellä tapahtuva törmäys) ja hienojakoinen kivipöly muuttaisivat koko maapallon ilmaston todennäköisesti niin voimakkaasti, että sen vaikutuksia ei voida arvailla. Törmänneen asteroidin ja törmäyspisteen geokemiallisella koostumuksella olisi oma vaikutuksensa ilmastoon. Jos ilmakehään pääsisi runsaasti rikkidioksidia, sen aiheuttamat happosateet voivat olla tuhoisia ja rikkidioksidin kiteytyessä stratosfääriin, voisi olla seurauksen ydintalven kaltainen ilmastonmuutos.

Maapallon geologisen historian ajalta tunnetaan monia sukupuuttoaaltoja, joiden aiheuttajiksi epäillään asteroidien törmäyksiä. Elämä massiivisenkaan asteroidin törmäyksessä kokonaan tuhoutuisi maapallolta, mutta ihmiskunnan tuhon se aiheuttaisi. Tosin, ihmisiä on maapallolla lähes kaikkialla, joten on mahdollista, että pieniä joukkoja sopivissa olosuhteissa voisi jäädä henkiin hyvin alkeellisiin olosuhteisiin (”kivikaudelle”)!

Tällä hetkellä kilometrin kokoluokkaa olevan asteroidin törmäystä ei ole näköpiirissä ainakaan sataan vuoteen. Ihmiskunnalla on siis hyvä mahdollisuus ja aikaa perustaa siirtokuntia Kuuhun ja Marsiin, jolloin maapalloa kohtaava tuho ei koski täysin koko ihmiskuntaa. Jos siirtokunnat olisivat riittävän suuria ja omavaraisia, maapallollakin selvinneet ihmiset eivät joutuisi taistelemaan olemassa olostaan ”kivikaudessa”, vaan siirtokunnissa säilynyttä teknistä osaamista ja resursseja voitaisiin palauttaa maapallolle.

Maapallolta tunnetaan noin 160 törmäyskraatteria. Suomesta on löydetty kymmenkunta kraatteria, mutta suurinosa Pohjois-Suomesta ja Lapista on täysin tutkimatta. Näin ollen voi hyvinkin olla mahdollista, että uusia kraattereita löydetään useampia.

Asteroidien kaivannaisteollisuus voi muodostua elintärkeäksi
kasvavan ihmiskunnan tarpeiden tyydyttämisessä. Asteroidit
sisältävät merkittäviä määriä rauta- ja platina-ryhmän metalleja
ja niiden lisäksi monia muita hyödynnettävissä olevia
raaka-aineita. Kuva Wikimedia Commons.

Mahdollisuus

Asteroidit voivat olla hyvin arvokkaita rauta- ja nikkelimetallien lisäksi harvinaisten metallien raaka-ainevarastoina. Kemiallisesta koostumuksesta tiedetään jo hyvin paljon, ja kannattava kaivostoiminta tulevaisuudessa on hyvinkin mahdollista. Nykyäänkin suunnitellaan ensimmäisten pienten asteroidien kaappaamista tutkimuskäyttöön ja kaivostoiminnan kokeisiin. Tämän hetkisten tietojen mukaan jo kilometrin kokoluokan asteroideissa on harvinaisia platina-ryhmän metalleja biljoonien tai jopa triljoonien arvosta.

Ainoa ongelma vain on puuttuva avaruustekniikka ja rahoitus. Teknisesti yritykset varmasti pystyvät kehittämään ensimmäisten kokeilujen jälkeen lähes täysin ilman ihmisen läsnäoloa toimivia avaruustehtaita, joissa suoritetaan louhinta ja metallien erottaminen kiviaineksesta automaattisesti koneälyä hyödyntäen.

Ihmisiä tarvittaisiin vain hyvin vaativiin korjauksiin ja lähinnä valvontaan. Ongelmana on kosminen säteily, jolta suojautuminen on ensiarvoisen tärkeää. Mutta tässäkin suhteessa asteroidit voivat olla ratkaisu. Etenkin C-ryhmän asteroideilla tiedetään olevan vettä (jäänä), josta voidaan valmistaa helposti rakettipolttoaineita (vetyä ja happea), hengitysilmaan happea (O₂) ja vettä voidaan käyttää säteilysuojana.

C-ryhmän asteroideissa on myös monia hiiliyhdisteitä, joita voidaan hyödyntää mm. ruuantuotannossa ja monissa kemian prosesseissa. Näin ollen, asteroidien louhinta voi tuottaa lähes kaikki tarvittavat raaka-aineet omavaraiseen tuotantoon ja laitteistojen kehittämiseen. Alkuinvestoinnit suhteessa saatavaan hyötyyn, ovat pienet (vaikkakin absoluuttisesti ehkä biljoonia). Tuotto voi olla hyvin helposti miljoonakertainen investointeihin nähden, joten asteroideilla tapahtuva tuotanto olisi varmasti ihmiskunnan ekonomisesti kannattavin sijoitus.