Arkisto

• maaliskuu 2023
• helmikuu 2023
• tammikuu 2023
• joulukuu 2022
• marraskuu 2022
• lokakuu 2022
• syyskuu 2022
• kesäkuu 2022
• toukokuu 2022
• huhtikuu 2022
• maaliskuu 2022
• helmikuu 2022
• tammikuu 2022
• joulukuu 2021
• marraskuu 2021
• lokakuu 2021
• elokuu 2021
• kesäkuu 2021
• toukokuu 2021
• huhtikuu 2021
• maaliskuu 2021
• helmikuu 2021
• tammikuu 2021
• joulukuu 2020
• marraskuu 2020
• elokuu 2020
• heinäkuu 2020
• kesäkuu 2020
• toukokuu 2020
• huhtikuu 2020
• maaliskuu 2020
• helmikuu 2020
• tammikuu 2020
• joulukuu 2019
• marraskuu 2019

---

Mars-maisemia havaitsijoille 3: Pinnanmuodot ja niiden geologia

28.9.2020 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Havaitseminen , Historia , Mars , Tulivuoret , Törmäysaltaat , Vulkanismi

Kun geologit tulevaisuudessa lähtevät tutkimaan kivivasaroillaan Marsin kallioperää, he saavat ensin varautua noin yhdeksän kuukautta kestävään tylsään ja vaaralliseen avaruuslentoon. On kuitenkin olemassa turvallisempiakin tapoja tutkia omin aistein punaisen planeetan geologiaa. Helpointa on katsella Marsia pienellä kaukoputkella tämän syksyn aikana.

Hollantilainen Christiaan Huygens (1629–1695) teki varhaisimman luotettavan havainnon Marsin napalakista vuonna 1672. Ensimmäisen tunnistettavan Marsin kallioperän kohteen hän havaitsi kuitenkin jo syksyllä 1659. Tuolloin hänen kaukoputkensa paljasti laajan kolmiomaisen tumman alueen. Muutaman tunnin kuluttua hän havaitsi alueen liikkuneen. Hän jatkoi havaintojaan seuraavina öinä, ja pystyi niiden perusteella määrittämään Marsin pyörähdysajaksi noin 24 tuntia. Nykyisin Marsin tiedetään pyörivän kerran akselinsa ympäri noin 24 tunnissa ja 37 minuutissa, joten Huygensin tulos oli kiitettävän tarkka.

Huygensin näkemä tumma alue sai italialaiselta Giovanni Schiaparellilta (1835–1910) myöhemmin nimekseen Syrtis Major. Sillä se Marsin pinnan kirkkauseroihin perustuvassa klassisessa albedonimistössä tunnetaan virallisesti edelleenkin. Nimen taustalla oli Libyan pohjoisrannikon Iso-Syrtti eli Syrtinlahti. Syrtis Major on Marsin pinnan tummista alueista selväpiirteisin, ja sen pystyy hyvinä Mars-vuosina erottamaan melko helposti jo vaikkapa 76-millisellä kaukoputkella. Christiaan Huygensin kunniaksi Syrtis Majorin eteläpuolella sijaitseva komea, lähes 470-kilometrinen törmäysallas nimettiin vuonna 1973 Huygensiksi. Se on kuitenkin käytännössä harrastajien välineiden ulottumattomissa.

Marsin tummien ja vaaleiden alueiden geologiset ominaisuudet alkoivat selvitä vasta Mars-luotainten myötä 1960-luvun puolivälistä alkaen. Nykyisin klassisen Syrtis Majorin tiedetään olevan laavatasanko, viralliselta geologisen systeemin mukaiselta nimeltään Syrtis Major Planum. Kyseessä on äärimmäisen lättänää, 1200 km:n läpimittaista kilpitulivuorta muistuttava laaja vulkaaninen kompleksi. ”Tulivuoren” rinteet ovat erittäin loivat, eli ainoastaan noin 0,02°–0,13°. Sen keskellä on parikin suurta tyhjentyneen magmasäiliön romahduksesta syntynyttä kalderaa, Nili Patera ja Meroe Patera.

Itäreunaltaan Syrtis Major rajautuu Isidiksen noin 1500 km:n läpimittaiseen törmäysaltaaseen. Eräiden mallien mukaan ilman Isidistä ei olisi myöskään Syrtis Majoria ainakaan sellaisena kun sen tunnemme: törmäysaltaan reuna-alueen syvälle kallioperään ulottuneet siirrokset mahdollistivat sulan kiviaineksen kohoamisen pinnalle ja sen myötä Syrtis Majorin synnyn.

Syrtis Majorin eteläpuolella on suuri pyöreähkö vaalea alue. Sen, kuten muidenkin vaaleiden alueiden selkeä hahmottaminen on pienellä kaukoputkella huomattavasti hankalampaa kuin Syrtis Majorin tai muiden tummien alueiden. Hyvissä olosuhteissa sekin on kuitenkin mahdollista nähdä jo pienehköllä, alle viisitoistasenttisellä kaukoputkella.

Kyseessä on läpimitaltaan parituhatkilometrinen ja noin yhdeksän kilometriä syvä Hellaksen törmäysallas. Se hallitsee suurta osaa Marsin eteläisen pallonpuoliskon geologiasta. Hellas on Isidiksen tapaan ollut vaikuttamassa lukuisten ympäröivien vanhojen tulivuorten syntyyn.

Hellaksen altaaseen johtaa myös useita valtavia vesiuomia. Sikäli kun tutkijoiden enemmistön käsitykset Marsin menneisyydestä pitävät paikkansa, muodosti Hellaksen törmäysallas muinoin valtavan sisämeren. Meren pinta oli kuitenkin todennäköisesti lähes aina jäässä.

Mahtavilla muodoillaan Hellas vaikuttaa merkittävästi myös koko Marsin ilmastoon. Yhdessä vähän pienemmän Argyren törmäysaltaan kanssa Hellas lienee ”siirtänyt” eteläisen napajäätikön hieman sivuun etelänavalta. Lisäksi hirmuisat, pahimmillaan koko planeetan peittävät pölymyrskyt saavat yleensä alkunsa Hellaksen tienoilta. 

Napalakin, Syrtis Majorin ja Hellaksen lisäksi harrastajan nähtävissä on hyvällä kelillä noin 15–20-senttisellä kaukoputkella lukuisia muitakin tummia ja vaaleita alueita. Haastavammasta päästä on Schiaparellin nimeämä Nix Olympica, eli “Ólympoksen lumet.”  Schiaparelli tai hänen aikalaisensa eivät toki tienneet, mikä tämä ajoittain ilmestyvä ja katoava kirkas läikkä todellisuudessa oli, mutta nimi osoittautui hyvinkin sopivaksi.

Kreikkalaisessa mytologiassa Ólympos-vuori oli jumalten asuinpaikka, jonka valkoisesta hohtavuudesta Homeroskin kirjoitti. “Ólympoksen lumien” taakse kätkeytyy aurinkokuntamme korkein vuori, Olympus Mons. Sen korkeus on määritelmästä riippuen jotain 21:n ja 25:n kilometrin väliltä. Läpimittaakin sen selväpiirteisimmällä osalla on reippaat 600 km. Se siis peittäisi Suomen Helsingistä Tornion korkeudelle saakka.

Nix Olympica ei kuitenkaan ole sama asia kuin Olympus Mons. Olympus Mons on ja pysyy, mutta Nix Olympica tulee ja menee. Ja toisin kuin Ólympos-vuoren tapauksessa, lumikaan ei tarjoa selitystä. Esimerkiksi kesällä 1954 Nix Olympican huomattiin ilmestyvän säännöllisesti noin kahden aikaan Marsin iltapäivällä, kirkastuvan hiljalleen, kunnes se illansuussa loisti lähes napalakin veroisena valkeana läimäreenä. Aamulla Nix Olympica oli poissa. Iltapäivällä kierto alkoi taas uudelleen. Lumen olisi varsin vaikea kuvitella esiintyvän näin.

Oikeaa selitystä Nix Olympican kiehtovalle käyttäytymiselle esitti jo vuonna 1907 Lowellin observatoriossa työskennellyt Mars-tutkija Earl C. Slipher (1883–1964), paremmin tunnetun tähtitieteilijä Vesto Slipherin (1875–1969) pikkuveli. Earl Slipher havaitsi Nix Olympican läheisyydessä lisäksi kolme tai neljä muutakin kirkasta plänttiä. Yhdessä ne muodostivat epämääräisesti W- tai M-kirjainta muistuttavan kuvion. Slipher ehdotti, että kyseessä ovat pilvet.

Nykyisin tiedämme Slipherin olleen oikeassa. Iltapäivisin Olympus Monsin huippu verhoutuu orografisiin pilviin. Ne syntyvät kun jonkinlainen kohouma pakottaa ilman – tai Marsin tapauksessa hieman vesihöyryä sisältävän hiilidioksidin, typen ja argonin seoksen – nousemaan ja sen myötä tiivistymään.

Samankaltaisia pilviä syntyy usein Tharsiksen alueen muiden jättiläisten eli Arsia, Pavonis ja Ascraeus Monsin, samoin kuin joskus myös alueen pohjoisreunalla sijaitsevan valtavan laajan mutta selvästi matalamman Alba Monsin ylle. Näistä maineikkain on Arsia Monsin suojanpuolelle aamuisin muodostuva jopa 1800 km:n mittaiseksi venyvä pilvijööti. Se esiintyy Marsin eteläisen kesäpäivänseisauksen tienoilla, ja syntyy ja katoaa säännöllisesti noin 80 päivän ajan. Marsin vuoden eli parin Maan vuoden kuluttua jööti, tai virallisemmin Arsia Mons Elongated Cloud (AMEC) palaa jälleen.

Harrastajan näkökulmasta tulivuoria verhoavat pilvet ovat haasteellisia havaintokohteita. Itse vuorten näkeminen on vielä monin verroin vaikeampaa. Planeettavalokuvauksen huima kehitys viime vuosien aikana on kuitenkin tuonut Tharsiksen alueen tulivuoretkin taitavimpien harrastajien ulottuville. Huikea esimerkki tästä on Ursan Taivaanvahdista löytyvä Lasse Ekblomin Nousiaisissa 7.9.2020 ottama valokuva. Siinä Tharsiksen tulivuoret, Olympus, Arsia, Pavonis ja Ascraeus Mons (sekä Alba Mons aivan yön ja päivän rajalla?) näkyvät selvästi.

Marsin näennäinen läpimitta on parhaimmillaankin vain vajaat 1,5 % Kuun läpimitasta. Siksi, toisin kuin Kuun tapauksessa, varsinaisia geologisia havaintoja ei Marsin pinnasta voi harrastajavälinein tehdä. Mars on kuitenkin varsinaisina planeettoina pidetyistä taivaan kohteista ainoa, jonka pinnan geologian suurimmat piirteet ovat lähes kenen tahansa nähtävissä. Harvinaista herkkua siis. Niitä ihastellessa voi vaikka miettiä, pystyisikö omista havainnoistaan määrittämään Marsin pyörähdysajan, tai millaisen selityksen olisi toista sataa vuotta sitten keksinyt Nix Olympican ilmestymisille.

---

Mars-maisemia havaitsijoille 2: Napalakit

17.9.2020 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Havaitseminen , Historia , Mars

Mars alkaa olla yhä vaikuttavampi näky yötaivaalla. Vielä noin kuukauden ajan se näkyy aina vain paremmin ja paremmin. Yhtä suotuisaa Mars-vuotta saadaan odotella ensi vuosikymmenen puolelle, joten sitä kannattaa ehdottomasti havaita nyt.^*

Viimeksi kirjoittelin Marsin vaiheista. Niitä ilmeisempi harrastajienkin helposti havaittavissa oleva Marsin piirre ovat sen napalakit eli napakalotit. Riippuen kelistä, käytetystä laitteesta ja etenkin siitä, mikä puoli planeetasta sattuu olemaan kääntyneenä meitä kohti, ovat napalakit – tai käytännössä usein vain toinen niistä – Marsin helpoimmin havaittava pinnanmuoto. Tänä syksynä meille on tarjolla näkymä eteläiseen napalakkiin.

Napalakit ja kanavat

Marsin napalakkien havaintohistoria ulottuu ainakin vuoteen 1672 saakka. Tuolloin hollantilainen Christiaan Huygens (1629–1695) teki piirroksen, jossa napalakki erottuu selvästi muusta pinnasta kirkkaampana alueena.

Jo kuusi vuotta aiemmin toinen aikakauden havaitsevan tähtitieteen uranuurtaja, italialais-ranskalainen Giovanni Cassini (1625–1712) pani eräiden arvioiden mukaan merkille Marsin napalakit. Cassinin piirrokset tosin jättävät tilaa muillekin tulkinnoille. Varmaa kuitenkin on, että Cassini pystyi mittaamaan Marsin pyörähdysajan. Hänen määrittämänsä 24 tuntia 40 minuuttia on vain reilut kaksi ja puoli minuuttia pidempi kuin nykyisin tunnettu todellinen pyörähdysaika. Tulos oli häkellyttävän tarkka ottaen huomioon, ettei kaukoputkia oltu tuolloin käytetty taivaan tarkkailuun kuin reilut 50 vuotta.

Vasta 1790-luvulla saksalais-englantilaisen William Herschelin (1738–1822) havaintojen ja kirjoitusten myötä Marsin polaariseutuja koristavia vaaleita läikkiä alettiin yleisemmin pitää Maan napa-alueita peittäviä jäämassoja vastaavina napajäätiköinä.

Sittemmin Mars-tutkimus lähti laukalle. Giovanni Schiaparellin (1835–1910) viaton, hänen luomaansa Marsin pinnanmuotojen ”vetiseen” nimeämisjärjestelmään sopinut italiankielinen termi canali käännettiin kanaviksi. Schiaparelli ei tarkoittanut keinotekoisia kanavia, vaan lähinnä uomia. Käännösvirheellä oli kuitenkin kauaskantoisia seurauksia.

”Kanavien” myötä amerikkalainen liikemies ja kaukoidän tuntija Percival Lowell (1855–1916) unohti kriittisen ajattelun ja päästi mielikuvituksensa valloilleen. Lowell loi myyttisen – ja erittäin myyvän – kuvan kuolevasta planeetasta, jonka asukkaat olivat hänen mukaansa rakentaneetvaltavan kastelujärjestelmän. Hän uskoi, että jättiläismäisen kanavaverkoston avulla ihmistä vanhempaa sivilisaatiota edustaneet marsilaiset saivat vettä napajäätiköiltä kuivuvalle päiväntasaajan seudulle. Populaarikulttuurissa tämä romanttinen näkemys kukoistaa osin edelleen.

Lowellin mielikuvituksen luoma Mars ei kuitenkaan ole tämänkertaisen tarinamme aihe; Marsin napajäätiköt ovat aivan riittävän kiehtovia ilman villejä visioita vanhasta sivilisaatiosta.

Napalakkien todellinen olemus

Nykyinen käsityksemme Marsin napalakkien koostumuksesta ja vuotuisista muutoksista on muodostunut hiljalleen etenkin Mariner 9 -luotaimen päivistä, eli käytännössä vuodesta 1972 lähtien. Pohjoisella ja eteläisellä napajäätiköllä on monia yhteisiä piirteitä, mutta myös omat yksilölliset erikoisuutensa.

Molemmilla navoilla jäätikön ytimen muodostaa ihan tavallinen vesijää. Sitä peittää hiilidioksidijää, jonka määrä kuitenkin vaihtelee Marsin vuodenaikojen mukaan. Kuten realistisesta avaruustaiteestaankin tunnettu pitkän linjan planeettatutkija Bill Hartmann on todennut erinomaisessa kirjassaan A Traveler’s Guide to Mars, etenkin Marsin napa-alueilla hiilidioksidi käyttäytyy hyvin samaan tapaan kuin vesi Maassa: Se esiintyy kaasumaisessa muodossa kaasukehässä, josta se härmistyy talvisin kuuraksi napa-alueille. Marsin napaseuduilla jopa sataa hiilidioksidilunta. Talvisin lähes kolmasosa Marsin kaasukehän hiilidioksidista päätyykin jääksi navalle.

Kevään tullen hiilidioksidijää haihtuu napa-alueilta. Tässä suhteessa Marsin pohjois- ja etelänavat kuitenkin eroavat toisistaan. Pohjoisen kesällä kaikki talvella kertynyt hiilidioksidijää haihtuu. Tällöin paljastuu pohjoisen napajäätikön vesijäästä koostuva pysyvä ydin.

Sen sijaan eteläinen napajäätikkö ei koskaan lämpene riittävästi, jotta kaikki hiilidioksidi pääsisi haihtumaan takaisin kaasukehään. Niinpä jäätikön pinnalla säilyy kesälläkin parin metrin hiilidioksidijääkerros. Tämä saattaa johtua Marsin eteläisen pallonpuoliskon kaasukehän hieman suuremmasta pölymäärästä, joka kenties riittää viilentämään eteläistä napa-aluetta tarpeeksi. Osaselityksenä lienee myös se, että etelänapa on korkeammalla kuin pohjoisnapa, ja se on siten myös viileämpi. Täyttä varmuutta asiasta ei kuitenkaan vielä ole.

Eteläisellä napaseudulla on huomattavasti suurempikin hiilidioksidijään varasto. Vuonna 2011 selvisi, että pelkän vesijään ja siihen sekoittuneiden sedimenttien seassa on valtava hiilidioksidijäästä koostuva muodostuma. Siitä vapautuu hiilidioksidia kaasukehään, mikä synnyttää jäätikön pintaan erikoisia romahdusrakenteita. Muodostuman koko on arvioitu niin jättimäiseksi, että kaasumaiseksi vapautuessaan se lisäisi Marsin kaasukehän massaa peräti 80 %:lla. Sillä olisi luonnollisesti mullistavia vaikutuksia Marsin ilmastoon, ja se myös mahdollistaisi nestemäisen veden esiintymisen siellä täällä Marsin pinnalla. Ihan pian tuollainen tapahtuma ei kuitenkaan ole odotettavissa.

Yksi Marsin napajäätiköiden ominaisimmista piirteistä on niiden spiraalimainen ulkonäkö, joka näkyy kuitenkin vain luotainkuvissa. Spiraalien taustalla ovat katabaattiset tuulet. Katabaattinen tuuli syntyy, kun ilma (tai Marsin tapauksessa hiilidioksidi) jäähtyy napajäätikön yllä. Kylmä kaasu painuu alaspäin ja alkaa virrata painovoiman vetämänä pitkin napajäätikön pintaa. Planeetan pyörimisestä johtuva näennäinen coriolisvoima kääntää kuitenkin virtauksen suuntaa.

Katabaattiset tuulet tavallaan fokusoituvat painanteisiin ja alkavat kuluttaa niitä yhä syvemmiksi. Samalla painanne laajenee vastatuuleen päin. Näin katabaattisten tuulten, coriolisvoiman ja vastatuuleen etenevän eroosion vaikutuksesta syntyy spiraalimaisten napakanjoneiden systeemi.

Napakanjonit ovat komeampia pohjoisessa kuin etelässä. Tyypillisesti ne ovat noin 400 metriä syviä, mutta parhaimmillaan jopa toista kilometriä. Suurin kanjoneista on pohjoisella napa-alueella sijaitseva 1,4 km syvä Chasma Boreale, joka yltäisi Oulusta lähes Helsinkiin saakka. Vaikka Mars onkin Maata pienempi, siellä kaikki on suurta.

Marsin napalakit ovat paitsi planeettaharrastajalle helppoja ja hienoja havaintokohteita, myös tieteellisesti äärimmäisen mielenkiintoisia. Aivan kuten maapallollakin, myös Marsin napa-alueilla jään seassa on runsaasti pölyä ja mahdollisesti myös tulivuorten tuhkaa. Tuhkakerrokset yleensä mahdollistavat radioaktiivisuuteen perustuvien iänmääritysmenetelmien käytön. Näin kairanäyte jäästä ja sen sisältämästä sedimenttiaineksesta tarjoaisi tilaisuuden selvittää Marsin ilmastohistoriaa, geologiaa ja ilmastonmuutosten syitä.

Tällä hetkellä tuollainen näytteenhakulento on vielä mahdottomuus, mutta kuitenkin toteutettavissa muutamien vuosikymmenten kuluessa, jos niin halutaan. Sitä odotellessa kannattaa kantaa kaukoputki ulos ja nauttia Marsin napalakkien ja niiden muutosten tutkimisesta omien silmien avulla.

---

^*Havaitsemisesta löytyy Ursan Zeniitti-verkkolehdestä pari Paula-Christiina Wirtasen artikkelia, jotka kannattaa lukea, jos perinteinen kaukoputken läpi tuijottelu houkuttelee. Marsin yksityiskohtien valokuvaamisesta kiinnostuneiden on puolestaan syytä perehtyä alan suomalaisen mestarin Ari Haaviston artikkeliin.

---

Mars-maisemia havaitsijoille 1: Vaiheet

1.9.2020 klo 09.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Havaitseminen , Historia , Mars , Yleinen

Menneenä kesänä ei voinut välttyä huomaamasta merkittävien avaruustoimijoiden jatkuvaa kiinnostusta Marsia kohtaan. Niin Yhdysvallat, Kiina kuin Yhdistyneet arabiemiraatitkin lähettivät omaa huipputeknologiaansa matkalle, joka päättyy joko Marsin pinnalle tai kiertoradalle ensi talvena.

Harrastajan näkökulmasta Mars on kuitenkin kiinnostavimmillaan jo ennen talvea. Marsin ja Maan rataliikkeistä johtuen tänä syksynä Mars on näkyvissä paremmin kuin vuosikausiin. Pienelläkin kaukoputkella on mahdollista havaita lukuisia geologisesti kiehtovia pinnanmuotoja. Ennen Marsin pinnanmuotojen ja värierojen saloihin uppoutumista lienee kuitenkin paikallaan kirjoittaa muutama rivi Marsissa havaittavasta piirteestä, joka ei liity millään lailla geologiaan, vaan aurinkokuntamme mittasuhteisiin.

Aloitteleville tähtitieteen harrastajille suunnatuissa kirjoissa ja muissa oppaissa kerrotaan yleensä, että Maan radan sisäpuolella kiertävillä planeetoilla – sisäplaneetoilla – on samanlaiset vaiheet kuin Kuulla. Välillä Merkurius ja Venus näkyvät sirppinä tai puolikkaana, välillä taas lähes täysin valaistuna kiekkona. Näitä selityksiä höystetään usein yksinkertaisilla kaavioilla eri vaiheiden geometriasta. Tähän asti kaikki hyvin.

Homma menee pieleen siinä vaiheessa, kun todetaan ylimalkaisesti, että ulkoplaneetoilla ei vaiheita ole. Vain vähän parempi on epämääräinen maininta, että Marsilla voidaan nähdä hieman täysin valaistusta pinnasta poikkeava vaihe. Ongelma piilee siinä, ettei asiaa yleensä selitetä mitenkään.

Jos paperille alkaa piirrellä kuvia Auringon, Maan ja vaikkapa Marsin keskinäisistä asemista ja valaistusolosuhteista, käy äkkiä selväksi, että perinteisessä ”selityksessä”, jonka mukaan vain Merkuriuksella ja Venuksella nähdään vaiheet siksi, että ne kiertävät Maan radan sisäpuolella, ei ole järin paljon logiikkaa. Ulkoplaneetat eivät toki voi näyttäytyä ”uutena”, eli kääntää varjossa olevaa puoltaan kokonaan Maahan päin. Jonkinmoinen vaihe ulkoplaneetoillakin pitäisi kuitenkin nopean piirrosharjoituksen perusteella näkyä. Marsin tapauksessa näin todella onkin.

Marsin vaiheen havaitsemisella on pitkät perinteet. Itse Galileo Galilei (1564–1642) arveli nähneensä Marsin hieman pyöreästä poikkeavana kohteena jo vuoden 1610 lopussa, eli reilu vuosi hänen ensimmäisten kaukoputkella tekemiensä havaintojen jälkeen. Huomattavasti uskottavampi, joskin tiettävästi liioiteltu, oli puolalaisen Johannes Heveliuksen (1611–1687) vaihehavainto vuodelta 1645.

Kun kerran Marsilla havaitaan jonkinmoiset vaiheet, miksi sitten vaikkapa Jupiterin ja Saturnuksen pinnat näkyvät Maasta katsottuna aina käytännössä täysin valaistuina? Ulkoplaneettojahan ne kaikki ovat.

Itselläni keloi kotvan jos toisenkin tyhjää, kun tähtitieteestä innostuneena varhaisteininä 80-luvun loppupuolella yritin ymmärtää ulkoplaneettojen vaiheita ja niiden niin sanottua puutetta. Nykynuoriso on tietenkin fiksumpaa kuin me vanhemmat polvet, tai ainakin nuoret osaavat googlata. Vaan jos Marsin vaiheiden selitystä etsii netistä, törmää turhan usein ”asiantuntijoiden” ihmeelliseen höpötykseen Marsin radan soikeudesta. Lähdekritiikki on tässäkin suhteessa paikallaan, sillä vaikka Marsin rata todella on huomattavan soikea, sillä ei ole asian ytimen kannalta mitään tekemistä.

Kuten kaikki Douglas Adamsin (1952–2001) Linnunradan käsikirjan liftareille lukeneet tietävät, ”avaruus on iso paikka. Tosi iso.” Ihmisen mittakaavassa tämä pätee jo aurinkokuntamme kaltaisessa mitättömän pikkuriikkisessä lähiympäristössä. Pohjimmiltaan juuri se, että avaruus on iso paikka, selittää niin ulkoplaneettojen vaiheet kuin niiden puutteenkin.

Helpoimmin ulkoplaneettojen vaiheet on ainakin omasta mielestäni hahmotettavissa, kun siirtää näkökulmansa Maan ulkopuolelle. Maan keskietäisyys Auringosta on yksi tähtitieteellinen yksikkö eli yksi au (nykyinen tähtitieteellisen yksikön lyhenteen kirjoitusasu on harvinaisen typerä, mutta minkäs teet). Mars on nyt lokakuun alkupuoliskolla vain reilun 0,4 au:n päässä Maasta, Jupiter kymmenen kertaa kauempana. Saturnus taas on yli tuplasti Jupiterin etäisyydellä.

Valtavasta etäisyydestä johtuen vaikkapa Saturnuksen radalta katsellen Maa on jatkuvasti erittäin lähellä Aurinkoa. Näin on riippumatta siitä, missä kohdissa ratojaan Maa ja Saturnus sattuvat olemaan. Aurinko, Maa ja Saturnus ovat siis aina lähes samalla suoralla.

Melkein sama pätee Jupiteriin. Koska valo osuu aina jättiläisten pintaan liki samasta suunnasta kuin mistä katselemme niitä, ovat Jupiter ja sitä kaukaisemmat planeetat Maasta nähtynä aina käytännössä ”täysiä”.

Mars on kuitenkin niin lähellä Maata, että Marsista katsottuna Auringon ja Maan välinen kulma (eli ns. vaihekulma) voi olla jopa 41°. Tämä johtaa siihen, että Maasta katsoen Marsista on pienimmillään valaistuna vajaat 85 %. Tämä oli tilanne viime kesä–heinäkuun taitteessa.

Nyt syyskuun alussa Marsin vaihe on kasvanut jo 92 %:iin. Se vastaa Kuuta muutamaa päivää ennen tai jälkeen täysikuun, joten ero täysimarsiin on helposti nähtävissä kaukoputkella.

Mars on Maasta katsottuna tarkalleen Aurinkoa vastapäätä eli oppositiossa 14. lokakuuta (ratatasojen erilaisista kaltevuuksista johtuen saivartelijat tosin pääsevät sanomaan, ettei reaalimaailmassa tuolloinkaan olla täysin samalla suoralla). Tuolloin Marsin Maahan näkyvä kiekko on täysin valaistu, eli vaihe on 100 %. Tämän jälkeen vaihe alkaa jälleen hiljalleen pienentyä, ollen vuoden lopussa 89 %.

Vaiheen muuttumista syksyn mittaan on hauska tarkkailla muiden Mars-havaintojen lomassa. Oman kaukoputken puuttuessa vaihetta voi hyvin seurailla vaikka Ursan Taivaanvahti-palveluun tallennetuista harrastajien huikeista Mars-kuvista.

Kuvista voi katsella myös napajäätikön koon muutoksia. Marsin napaseutujen kiehtovaan ja kummalliseen glasiologiaan ja glasiaaligeologiaan palataan luultavasti seuraavalla kerralla. Tuota odotellessa kannattaa havaita Marsia aina kun mahdollista, sillä näin hyviä Mars-vuosia ei liian usein ole.