Kirjaudu tai rekisteröidy

Aurinkokuntamme

Aurinkokunnan syntyminen

Aurinkokunnan planeetat muodostuivat kaasusta, jäistä ja pölystä koostuneessa kertymäkiekossa. Kuva Nasa

Aurinkokunta muodostui noin 4,57 miljardia vuotta sitten suuren tähtienvälisen kaasupilven luhistuessa. Pilveen syntyi monia tiivistymiskeskuksia, joihin syntyi tähtiä. Oma Aurinkomme oli yksi niistä.

Auringon ympärille muodostui pilven materiaalista kiekko, joka koostui pääasiassa vety- ja heliumkaasusta. Kiekon muodostumiseen meni noin 100 000 vuotta. Joukossa oli myös raskaampia alkuaineita kuten happea, hiiltä ja typpeä sekä erilaisista yhdisteistä muodostunutta pölyä, jota oli kaikesta aineesta noin yksi prosentti. Kun pölyhiukkaset törmäilivät toisiinsa kiekossa, alkoi muodostua suurempia kiinteitä kappaleita. Planeetat muodostuivat niistä miljoonien vuosien törmäilyn seurauksena.

Aurinkokunnassa on kahdentyyppisiä planeettoja: pieniä kiviplaneettoja sekä suuria kaasuplaneettoja. Kaasuplaneetat muodostuivat ensin. Kaasuplaneetat muodostuivat kiekossa ns. jäärajan takana. Siellä etäisyys Auringosta oli niin suuri, että kaasumaiset aineet alkoivat jäätyä ja ne oli helpompaa kaapata planeettojen rakennusaineeksi. Jouduttuaan planeetan pinnalle jäät kaasuuntuivat uudelleen ja muodostivat planeettojen paksut kaasukehät.

Kiviplaneetat ovat muodostuneet pääasiassa aurinkokunnan synnyttäneen pilven vähäisestä pölymäärästä. Ainoastaan Maalla ja Venuksella on merkittävän paksut kaasukehät. Kiviplaneetat muodostuivat sisemmässä aurinkokunnassa, jäärajan sisäpuolella.

Aurinko puolestaan imi itseensä jatkuvasti lisää materiaalia sitä ympäröivästä kiekosta. Lopulta, noin 50 miljoonan vuoden jälkeen, se oli riittävän massiivinen alkaakseen muuttaa vetyä heliumiksi ytimessään. Näin Auringosta tuli täysikasvuinen tähti. Jo tätä ennen se oli kuitenkin puhaltanut voimakkaiden tähtituulien avulla kiekon ympäriltään, jättäen vain planeetat jäljelle.

Aurinko

Aurinko syyskuussa 2000. Tällöin sen pinnalla näkyi runsaasti auringonpilkkuja. Kuva Nasa / ESA

Aurinko on aurinkokunnan keskuskappale ja lähin tähtemme. Se koostuu pääasiassa ionisoituneesta vety- ja heliumkaasusta eli plasmasta. Auringon massan painovoima vetää plasman pallomaiseen muotoon ja saa aikaan sen, että paine kasvaa kohti Auringon keskustaa. Paineen kasvaminen saa lämpötilan nousemaan, ja Auringon ytimessä se onkin liki 14 miljoonaa astetta. Korkea lämpötilassa vety voi muuttua heliumiksi. Tämä vedyn fuusio tuottaa samalla energiaa, joka kulkeutuu vähitellen Auringon pinnalle ja säteilee sieltä avaruuteen pääasiassa näkyvänä valona, infrapunasäteilynä sekä ultraviolettisäteilynä.

Auringon säteilemä energia on perusedellytys melkein kaikelle elämälle maapallolla, mutta Aurinko vaikuttaa elämäämme myös muuten. Plasma on nimittäin sähköäjohtavaa ainetta, ja sen luontaisesta liikehtimisestä Auringossa syntyy myös hyvin voimakas magneettikenttä. Auringon magneettikenttä kasvaa voimakkaammaksi noin 11 vuoden sykleissä, ja kentän ollessa voimakkaimmillaan Auringon pinnalla on runsaasti auringonpilkkuja ja Maassa nähdään tavanomaista enemmän revontulia. Revontulet johtuvat ns. aurinkotuulesta, joka on Auringosta jatkuvasti purkautuvaa hiukkasvirtaa. Magneettisen aktiivisuuden ollessa korkeaa myös aurinkotuuli on voimakkaampaa. Tämän lisäksi Auringon pinnalta saattaa purkautua avaruuteen suurempia purkauksia, joita kutsutaan aurinko- tai avaruusmyrskyiksi. Jos purkaus suuntautuu kohti maapalloa, revontulia voi näkyä jopa eteläisessä Euroopassa. Normaalisti revontulia näkyy pääasiassa napaseuduilla, jonne Maan oma magneettikenttä ohjaa Auringosta saapuneet hiukkaset. (Revontulien valoilmiö syntyy hiukkasten osuessa Maan ilmakehään ja saaden ilmakehän kaasumolekyylit säteilemään valoa.) Auringon hiukkasmyrskyt voivat myös vahingoittaa satelliitteja ja aiheuttaa muita sähköisiä häiriöitä maapallolla ja avaruudessa.

Merkurius

Merkurius MESSENGER-luotaimen kuvaamana. Kuva Nasa / Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Carnegie Institution of Washington

Merkurius on aurinkokunnan sisin planeetta. Se on kaasukehätön kiviplaneetta, jonka pinta on voimakkaasti kraatteroitunut. Kaasukehän ja mannerlaattojen liikkeen puute ovat säilyttäneet pinnassa hyvin vanhojakin kraattereita siinä missä muitten planeettojen pinnat ovat sileämpiä. Tässä mielessä Merkurius muistuttaa Kuuta.

Merkurius on vain hiukan Kuuta suurempi, mutta se on niin painava, että sen ytimen päätellään olevan hyvin suuri ja metallinen. Magneettikenttä vaatii syntyäkseen sulaa ja pyörteilevää metalliydintä, mutta Merkuriuksen magneettikenttä on hyvin heikko. Tarkkaa syytä tähän ei vielä tiedetä.

Merkurius on ollut pitkään melko huonosti tunnettu planeetta. Edellisestä Merkurius-luotaimesta ennätti kulua yli 30 vuotta, ennen kuin Nasa lähetti MESSENGER-luotaimen tutkimaan planeettaa. MESSENGER asettui Merkuriusta kiertävälle radalle maaliskuussa 2011 ja ennätti tutkia planeettaa yli neljän vuoden ajan ennen kuin se törmäytettiin Merkuriuksen pintaan 30.4.2015 polttoaineen loputtua. Seuraavana Merkuriusta suuntaa tutkimaan eurooppalainen BepiColombo, jonka on määrä saapua planeetan kiertoradalle vuonna 2024.

Venus

Venusta peittää paksu pilvikerros, jonka vuoksi sen pinnasta ei tiedetty juuri mitään ennen Magellan-luotaimen kuvia 1990-luvulla. Kuva Nasa / JPL / Caltech
Magellan-luotaimen tarkkojen tutkakuvien ansiosta tiedämme nykyään, miltä Venuksen pinta näyttää. Kuva Nasa

Venusta nimitetään usein Maan sisarplaneetaksi, sillä ne ovat liki samankokoisia ja -massaisia. Olosuhteet Venuksen pinnalla ovat kuitenkin hyvin erilaiset kuin Maassa.

Venuksessa uskotaan olleen muinoin vettä, mutta sittemmin vesi on paennut avaruuteen. Tämän seurauksena Venukselle on kehittynyt hyvin paksu kaasukehä, joka koostuu liki kokonaan hiilidioksidista. Hiilidioksidi on voimakas kasvihuonekaasu, joka on lämmittänyt planeetan pinnan noin 460 celsiusasteeseen. Tämä on kuumempaa kuin Merkuriuksessa. Lyijykin sulaa tässä lämpötilassa. Venuksen pinnalla vallitsee myös musertava 92 Maan ilmakehän paine, joka vastaa painetta noin kilometrin syvyydessä veden alla.

Venuksen pinnan peittää näkyvistä paksu pilverros, joka koostuu pääasiassa rikkidioksidista ja rikkihaposta. Ainoat suorat kuvat pinnasta ovatkin peräisin 70- ja 80-luvuilta, jolloin muutama Venera-luotain onnistui laskeutumaan ehjänä pinnalle ja lähettämään sieltä kuvia. Venuksen pintaa on kuitenkin kartoitettu hyvin tarkasti Magellan-tutkaluotaimen avulla. Parhaillaan Venusta kiertää Venus Express, joka tutkii planeetan kaasukehää ja koettaa selvittää, miksi Venus on kehittynyt niin erilaiseksi kuin Maa.

Venuksen pinta on geologisesti varsin nuorta -- se näyttää uusiutuneen liki täysin viimeisen puolen miljardin vuoden aikana. Erilaiset tulivuoret ja vanhat laavavirrat täplittävät planeetan pintaa. Tästä huolimatta Venuksesta ei ole havaittu aktiivista tulivuoritoimintaa. Onkin epäselvää, millaista Venuksen tuliperäisyys on -- onko se juuri loppunut, jatkuuko se joskus uudelleen, vai eikö purkauksia ole vain huomattu sinä aikana kun Venusta on tutkittu.

Maa ja Kuu

Täysikuu Maan kiertoradalta kuvattuna. Maan ilmakehä ohenee ylöspäin mentäessä ja näkyy kuvassa utuisen sinisenä. Kuva Nasa

Kotiplaneettamme Maa on suurin aurinkokunnan kiviplaneetoista, hivenen Venusta suurempi. Se on ainoa paikka maailmankaikkeudessa, jossa tiedämme kehittyneen elämää. Se on myös ainoa paikka aurinkokunnassa josta on varmuudella löytynyt juoksevaa vettä.

Maalla on myös poikkeuksellisen suurikokoinen kiertolainen, Kuu. Kuun läpimitta on noin 27% Maan halkaisijasta. Se on Maahan nähden niin suuri, että voitaisiin periaatteessa puhua jo kaksoisplaneetasta.

Kuu on ilmeisesti syntynyt hyvin pian maapallon muodostumisen jälkeen, kun aurinkokunnassa seikkaili vielä monia planeettojen raakileita, protoplaneettoja. Noin marsinkokoisen kappaleen uskotaan iskeytyneen loivasti takaviistosta Maahan ja kuorineen planeettamme materiaalia avaruuteen. Maan kiertoradalle kertyneistä törmäysroiskeista olisi kerääntynyt Kuu.

Kuu on kaasukehätön, kivinen kappale, jolla ei ole magneettikenttää. Se kiertää Maata niin lähellä, että se on ns. vuorovesilukossa Maan kanssa. Tämä tarkoittaa sitä, että se näyttää Mata kohti aina saman puolen itsestään. Kuun toista puolta kutsutaan sen pimeäksi puoleksi, vaikka Aurinko paistaa sinnekin.

Kuu on toistaiseksi ainoa taivaankappale Maan lisäksi, jossa ihminen on käynyt. Viimeksi Kuussa on käyty vuonna 1972. Nykyään moni uusi avaruusvaltio kuten Kiina ja Intia suunnittelee miehitettyä kuulentoa. On puhuttu myös pysyvän tukikohdan rakentamisesta Kuuhun. Kuusta löytynyt vesijää helpottaisi tukikohdan ylläpitoa.

Mars

Mars. Kuva Nasa / The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Mars on uloimmaisin aurinkokunnan neljästä kiviplaneetasta. Se on halkaisijaltaan vain puolet Maan koosta, eikä sillä ole yhtä raskasta ydintä kuin Maalla. Sillä on ohut, pääasiassa hiilidioksidista koostunut kaasukehä.

Marsilla on todennäköisesti ollut esihistoriansa aikana paksumpi kaasukehä ja jopa valtameriä. Planeetta on kuitenkin liian pieni ja kevyt, jotta se voisi ylläpitää paksua kaasukehää. Mars menetti myös magneettikenttänsä noin neljä miljardia vuotta sitten, mikä on kiihdyttänyt kaasukehän katoamista.

Marsin pyörimisakseli on suunnilleen yhtä kallellaan kuin maapallolla, ja sillä onkin samantyyppiset vuodenajat kuin Maassa. Sillä on navoillaan jäiset napalakit, jotka koostuvat pääasiassa vesijäästä. Kylminä kuukausina osa kaasukehän hiilidioksidista jäätyy myös navoille.

Napalakkien lisäksi Marsista on löydetty lukuisia erilaisia merkkejä vedestä. Vesijäätä on napalakkien lisäksi löytynyt pinnan alta. Planeetan pinnalta on löytynyt mineraaleja, joita uskotaan syntyvän vain vuorovaikutuksessa veden kanssa. Lukuisien kuivien virtausjälkien lisäksi Marsista on löytynyt merkkejä siitä, että lämpiminä kuukausina kraatterien rinteitä pitkin valuu alas suolaista mutaa. Mikäli näin todella on, esiintyy Marsissa nestemäistä vettä edelleen.

Miehitetyistä lennoista Marsiin on puhuttu jo pitkään, ja useilla valtioilla on aiheesta jonkinasteisia suunnitelmia. Mars on myös ollut Kuun lisäksi jo pitkään aurinkokunnan suosikkikohde Maan ulkopuolisen siirtokunnan perustamispaikaksi.

Asteroidivyöhyke

Sisempi aurinkokunta päältä ja sivulta. Asteroidivyöhykkeen vuonna 2007 tunnetut yli 150 000 asteroidia on merkitty kuvaan. Valkoisella on merkitty lisäksi tuolloin tunnettujen komeettojen sijanti. Troijalaiset asteroidit näkyvät laajoina, harvoina kaarina Jupiterin radalla planeetan kummallakin puolella. Vaikka asteroidit näyttävät kuvassa olevan hyvin tiheässä, todellisuudessa vyöhykkeellä on hyvin väljää ja törmäykset ovat harvinaisia. Kuva P. Chodys (Nasa / JPL)

Marsin ja Jupiterin ratojen välissä on jäänne aurinkokunnan alkuajoilta. Asteroidivyöhyke on täynnä samaa materiaalia, josta planeetat muodostuivat Aurinkoa ympäröivässä kiekossa. Jupiterin aiheuttamat painovoimahäiriöt kuitenkin estivät alueen kappaleita muodostamasta planeettaa, vaan jäljelle jäi harva, donitsimainen rengas pääasiassa kivisiä ja metallisia kappaleita.

Asteroidivyöhykkeen suurin kappale, Ceres, on halkaisijaltaan 950 kilometriä, ja se on yksi aurinkokunnan kääpiöplaneetoista. Kääpiöplaneetat ovat muuten planeetankaltaisia - ne kiertävät Aurinkoa (eivätkä siis ole kuita) ja ovat riittävän massiivisia ollakseen pyöreitä, mutta eivät riittävän massiivisia hallitakseen oman ratansa ympäristöä painovoimallaan. Muut kääpiöplaneetat kiertävät ulommassa aurinkokunnassa. Ceres on muodoltaan pyöreä, mutta pienemmät asteroidit ovat muodoltaan epäsäännöllisempiä.

Neljä suurinta asteroidia (Ceres, Vesta, Pallas ja Hygiea - kolme jälkimmäistä ovat halkaisijaltaan 500 kilometrin luokkkaa) vastaavat noin puolesta asteroidivyöhykkeen massasta. Asteroideja on sitä enemmän, mitä pienemmistä kappaleista puhutaan. Yli kilometrin kokoisia asteroideja uskotaan olevan vyöhykkeellä 700 000 - 1,7 miljoonaa.

Asteroideja määritellään yleensä olevan kolmea tyyppiä sen perusteella, miten niitten pinta heijastaa valoa. C-tyypin hiilipitoiset asteroidit ovat vyöhykkeellä kaikkein yleisimpiä, ja niitä esiintyy erityisesti vyöhykkeen ulkolaidalla. S-tyypin asteroidit koostuvat pääasiassa kivestä (silikaateista) ja niitä löytyy vyöhykkeen sisälaidalta. M-tyypin asteroidit ovat harvinaisempia ja näyttävät koostuvan pääasiassa metalleista, kuten raudasta ja nikkelistä.

Eräät C-tyypin asteroidit kantavat sisällään rakeita aivan varhaisinta aurinkokunnan materiaalia. Muissa asteroidedissa nämä rakeet ovat kuumentuneet ja sulautuneet yhteen. Maahan on pudonnut meteoriitteina muutamia tällaisia hiilikondriitteja. Kondriittien pieniä rakeita tutkimalla voidaan ymmärtää paremmin, millaiset olosuhteet aurinkokunnassa vallitsivat ennen planeettojen muodostumista.

Asteroideja tavataan aurinkokunnassa muuallakin kuin asteroidivyöhykkeellä. Esimerkiksi Jupiterin kanssa samalla radalla kulkee kaksi parvea troijalaisia asteroideja, jotka pysyvät pilvimäisissä muodostelmissa tasapainossa Jupiterin ja Auringon gravitaation suhteen. Myös Marsilta ja Neptunukselta on löydetty muutamia troijalaisia asteroideja, ja Maan radan ensimmäinen troijalainen löytyi kesällä 2011.

Jupiter

Jupiter. Kuva Nasa / JPL / Space Science Institute

Jupiter on aurinkokunnan suurin planeetta. Se on halkaisijaltaan yli 10 kertaa Maan kokoinen ja painaa yli 300 kertaa Maata enemmän -- itse asiassa, se painaa yksinään kaksi ja puoli kertaa niin paljon kuin muut aurinkokunnan planeetat yhteensä. Jupiterilla, kuten muillakaan kaasuplaneetoilla, ei ole kiinteää pintaa eikä niille siksi voi varsinaisesti koskaan laskeutua.

Jupiterilla uskotaan olevan kiinteä ydin, joka muodostuu kivisestä materiaalista. Jupiterin valtavan massan vuoksi sen ytimessä on kuitenkin niin korkea paine, että ytimen tarkka olomuoto on tuntematon. Ytimen massan arvellaan olevan muutamia kymmeniä Maan massoja. Ydintä ympäröi paineen nestemäiseksi puristama kerros, joka johtaa hyvin sähköä ja saa aikaan voimakkaan magneettikentän. Nestekerroksen yläpuolella on noin tuhat kilometriä paksu kaasukerros.

Jupiterin neste- ja kaasukehät ovat pääasiassa vetyä ja heliumia, universumin yleisimpiä alkuaineita. Kaasukehän yläosaa peittää paksu pilvikerros. Pilvien vaaleita raitoja kutsutaan vyöhykkeiksi ja tummempia vöiksi. Ei tiedetä tarkkaan, millaiset kemialliset yhdisteet ovat vastuussa niitten väreistä.

Pilvikerroksien tunnetuin piirre on Suuri punainen pilkku, aurinkokunnan suurin pyörremyrsky. Maapallo mahtuisi sen sisään helposti. Myrsky on ollut varmuudella olemassa jo liki 200 vuotta, ja se saattaa hyvinkin olla Jupiterin pysyvä piirre. Jupiterissa on myös lukuisia pienempiä ja lyhytkestoisempia pyörremyrskyjä.

Jupiterilta tunnetaan yli 60 nimettyä kuuta, joista neljä suurinta tunnetaan nimellä Galilein kuut. Galileo Galilei huomasi kuiden kiertävän Jupiteria jo 1600-luvulla, ja havainto puolsi aurinkokeskeistä maailmankuvaa: maapallo ei ollutkaan kaiken napa. Gelilein kuista suurimmat, Ganymedes ja Kallisto ovat vahvasti kraatteroituneita, jäisiä kappaleita. Niitten läpimitta on noin puolitoista kertaa suurempi kuin omalla Kuullamme. Europan pinta on hyvin sileä, ja sen pinnan alla uskotaan olevan suolaisen veden kerros. Se on Marsin lisäksi yksi todennäköisimmistä paikoista aurinkokunnassa, joilla saattaisi esiintyä maapallon ulkopuolista elämää. Io puolestaan on aurinkokunnan geologisesti aktiivisin kappale: sen pinnalla on yli 400 aktiivista tulivuorta, jotka syöksevät rikkiyhdisteitä jopa 500 kilometrin korkeuteen.

Jupiterilla, kuten muillakin kaasuplaneetoilla, on jäästä ja pölystä muodostuneet renkaat. Ne eivät kuitenkaan ole läheskään yhtä näyttävät kuin Saturnuksella, ja ne löydettiinkin vasta vuonna 1979.

Saturnus

Saturnus. Kuva Nasa / JPL-Caltech / SSI

Kaasuplaneetta Saturnus kiertää Aurinkoa noin kaksi kertaa kauempana kuin Jupiter ja kymmenen kertaa niin kaukana kuin Maa. Se ei ole paljoakaan Jupiteria pienempi, mutta huikeasti kevyempi. Itse asiassa Saturnus on niin köykäinen, että sen tiheys on pienempi kuin veden. Saturnus siis kelluisi vedessä. Muutoin Saturnuksen sisäisen rakenteen uskotaan muistuttavan Jupiteria.

Saturnus tunnetaan erityisesti komeista renkaistaan. Ne koostuvat liki täysin vesijäästä ja heijastavat valoa erinomaisesti, kuin suuri heijastin. Renkaiden leveyden on arvioitu olevan jopa 300 kertaa suurempi kuin itse planeetan, joskin uloimmaiset renkaat ovat hyvin harvaa ainetta ja siksi vaikeita havaita. Renkaiden keskimääräinen paksuus on kuitenkin vain parikymmentä metriä. Jos Saturnusta havaitsee suoraan sivulta, renkaat näyttävät häviävän kokonaan.

Ei ole täysin selvää, miten renkaat ovat muodostuneet. Ne leviävät jatkuvasti ja näyttävät siksi olevan väliaikainen ilmiö, joka tulee ennen pitkää katoamaan. Yksi teoria on, että renkaat syntyivät jonkin Saturnuksen kuun menetettyä jäisen kuorensa ennen kuin sen kivinen ydin syöksyi planeetan kaasukehään. Murentunut jää olisi sitten muodostanut renkaat. Renkaiden kappaleiden koko vaihtelee hienosta jääpölystä aina kerrostalon kokoisiin järkäleisiin, jotka jatkuvasti törmäilevät toisiinsa ja jauhautuvat pienemmiksi tai tarttuvat yhteen.

Renkaiden joukossa seikkailee joukko kuita, joita kutsutaan paimenkuiksi. Ne osaltaan ylläpitävät joitakin renkaiden aukkoja ja toisaalta niistä irtoava materiaali ruokkii ja ylläpitää renkaita. Kaikkiaan Saturnuksen ympäriltä on havaittu noin 200 jäistä ja kivistä kiertolaista, joista yli 60 lasketaan varsinaisiksi kuiksi.

Saturnuksen suurin kuu Titan on ainoa aurinkokunnan kuista, jolla on paksu kaasukehä. Se on myös Maan lisäksi ainoa aurinkokunnan kappale, jonka pinnalla virtaa vapaasti nestettä. Titanin pinnalla on metaanista ja etaanista muodostuneita järviä, jotka pysyvät sulana jopa Titanin huikeassa 180 asteen pakkasessa.

Euroopan avaruusjärjestön ESAn Huygens-luotain laskeutui Titanin pinnalle vuonna 2005. Nasan ja Italian avaruusjärjestö ASIn Cassini-luotain puolestaan kiertää yhä Saturnusta ja kuvaa planeettaa, sen renkaita ja kuita.

Uranus

Uranus. Kuva Nasa / JPL

Uranus on seitsemäs planeetta Auringosta ja sen etäisyys tähdestämme on jo 20 kertaa suurempi kuin Maalla (eli 20 astronomista yksikköä, AU). Se on ensimmäinen aurinkokunnan planeetta, joka löydettiin vasta kaukoputken keksimisen jälkeen - kaikki muut oli löydetty paljain silmin. Englantilainen tähtitieteilijä Sir William Herschel löysi Uranuksen vuonna 1781, mutta luuli sitä ensin komeetaksi. Muutkin olivat havainneet Uranusta jo aiemmin, mutteivät olleet tunnistaneet sitä planeetaksi sen näyttäessä pistemäiseltä sen ajan teleskoopeilla.

Uranus muodostaa yhdessä Neptunuksen kanssa aurinkokunnan kaasujättiläisten alaryhmän: ne lasketaan jääjättiläisiksi. Siinä missä Saturnus ja Jupiter koostuvat liki kokonaan vedystä ja heliumista, Uranuksessa ja Neptunuksessa on roimasti enemmän vettä, ammoniakkia ja metaania. Nämä aineet esiintyvät normaalisti jäätyneinä tällä etäisyydellä Auringosta, mutta Uranuksen ja Neptunuksen sisäinen lämpö ja paine pitävät ne kutakuinkin nestemäisessä tai kaasumaisessa olomuodossa.

Uranus näyttää hyvin piirteettömältä turkoosilta pallolta. Siltäkin on kuitenkin löydetty renkaat. Maan pyörähdysakseli on noin 23 asteen verran kallellaan, mistä syystä meillä on vuodenajat. Uranuksen pyörähdysakseli on kuitenkin kellahtanut täysin kumolleen, ja planeetta pikemminkin kierii kyljellään pitkin rataansa. Sen pohjois- ja etelänapa osoittavat suoraan sivuille, ja ne osoittavat vuorotellen kohti Aurinkoa ja taas kohti kylmää, pimeää avaruutta. Uranuksen kaasukehässä on epäilty olevan voimakkaita vuodenaikoihin liittyviä muutoksia, mutta niitä on ollut vaikeaa tunnistaa: planeettaa on ehditty havaita alle yhden Uranuksen vuoden ajan, alle 85 Maan vuotta.

Uranuksen akselin kaltevuuden uskotaan olevan peruja siitä, kun siihen törmäsi jokin planeetankokoinen kappale varhain aurinkokunnan historiassa. Samantyyppisten törmäysten uskotaan saaneen aikaan myös oman Kuumme muodostumisen sekä Venuksen oudon pyörimisen.

Neptunus

Neptunus. Kuva Nasa / JPL

Neptunus on aurinkokunnan uloin planeetta. Uranuksen tapaan se on luokiteltavissa jääjättiläiseksi. Neptunus löydettiin vasta vuonna 1846, ja sen olemassaolo pääteltiin ensin matemaattisesti. Uranuksen radassa oli havaittu häiriöitä, ja pääteltiin, että toistaiseksi huomaamattoman planeetan painovoiman vaikutus saattaisi selittää ne.

Neptunus kiertää Aurinkoa 30 kertaa kauempana kuin Maa. Se kiertää Auringon kerran vajaassa 165 vuodessa. Vasta heinäkuussa 2011 Neptunus oli palannut Maasta katsottuna samalle paikalle taivaalla kuin löytöhetkellään.

Neptunus säteilee enemmän lämpöä kuin se saa Auringosta, eikä tämän ylimääräisen lämmön lähdettä ole vielä kyetty varmasti selittämään. Sen kaasukehän yläosissa riehuvat myrskytuulet, jotka puhaltavat voimakkaimmillaan liki 600 metrin sekuntinopeudella. Neptunuksella näkyy usein myös pilviä. Myös tummina pilkkuina näkyvät pyörremyrskyt näyttävät olevan tyypillisiä Neptunuksen ilmastolle, joskaan yhtään niin pitkäkestoista myrskyä kuin Jupiterin punainen pilkku ei ole havaittu.

Neptunuksen rengasjärjestelmä on varsin heikko ja koostuu viidestä päärenkaasta. Yhdessä näistä renkaista on havaittu pitkäikäisiä kaarimaisia rakenteita, joiden alkuperä ei ole tarkkaan selvillä. On mahdollista, että ne johtuvat renkaiden lomassa kiertävän pienen Galatea-kuun painovoimavaikutuksesta.

 

Triton on Neptunuksen 13 tunnetusta kivisestä ja jäisestä kuusta ylivoimaisesti suurin. Se on omaa Kuutamme hiukan pienempi ja yksi harvoista aurinkokunnan kuista, jonka on havaittu olevan geologisesti aktiivinen. Voyager 2 -luotaimen lentäessä Tritonin ohi vuonna 1989 se havaitsi kuun pinnalla purkauksia, joissa typpeä ja pölyä purkautui kahdeksan kilometrin korkeuteen.

Triton kiertää Neptunusta päinvastaiseen suuntaan kuin planeetta pyörii, mikä viittaa siihen että ne eivät ole muodostuneet yhdessä, vaan Neptunus on kaapannut Tritonin kiertoradalleen myöhemmin. Se on todennäköisesti peräisin ulommasta aurinkokunnasta, Kuiperin vyöhykkeeltä.

Ulompi aurinkokunta

Neptunuksen takaa alkaa Kuiperin vyöhykkeenä tunnettu, pääasiassa jäisistä kappaleista koostunut alue. Se on yhtä leveä kuin etäisyys Auringosta Saturnukseen, 20 astronomista yksikköä (AU). Se muistuttaa asteroidivyöhykettä, mutta se on 20 kertaa leveämpi ja 20-200 kertaa massiivisempi.

Asteroidivyöhykkeen suurinta kappaletta Cerestä lukuunottamatta kaikki aurinkokunnan kääpiöplaneetat sijaitsevat Neptunuksen radan takana (joskin Pluto tulee lähimmillään Neptunuksen radan sisäpuolelle). Niistä tunnetuin on Pluto, jota pidettiin planeettana vuosina 1930-2006.

Muodoltaan donitsimaisen Kuiperin vyöhykkeen takana alkaa trumpettimaisesti leviävä hajanainen kiekko. Se sisältää samanlaisia jäisiä kappaleita kuin Kuiperin vyöhyke.

Aurinkokuntaa uskotaan ympäröivän pallonkuorimainen pilvi komeetanytimiä, jota kutsutaan Oortin pilveksi. Oortin pilvi sijaitsee noin 50 000 AU:n etäisyydellä Auringosta. Jos näitä komeetanytimiä eksyy sisempään aurinkokuntaan, ne käyvät siellä vain tuhansien tai satojen tuhansien vuosien välein.

Aurinkokunnan ulkorajaksi voi määrittää myös sen etäisyyden, missä aurinkotuuli törmää tähtienväliseen aineeseen. Tätä rajaa kutsutaan heliopaussiksi. Vuonna 1977 laukaistun Voyager 1 -luotaimen arvellaan olevan lähellä heliopaussia ja saavuttavan sen vuosina 2012-2015.

Otsakkeen kuvat: Nasa, ESA, N. Smith (Kalifornian yliopisto, Berkeley), ja The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)