maanantai 31. lokakuuta 2016

MERKURIUS

Merkurius on nykyään pienin aurinkokuntamme planeetoista. Syynä ei ole sen muuttunut koko tai uusien, sitä pienempien planeettojen löytyminen. Syyllinen tähän asiaan löytyy Kansainvälisestä tähtitieteellisestä unionista, joka määriteli taivaankappaleet uuteen uskoon vuonna 2006. Päätös tarkoitti, että aikaisemmin pienimmän planeetan titteliä pitänyt Pluto pudotettiin astetta alempaan luokkaan kääpiöplaneettojen joukkoon. Määritelmiähän nuo nyt tietysti vain ovat, mutta kertoo samalla ihmisen erikoisesta halusta luokitella kaikki mahdollinen omiin lokeroihinsa aivan kuin jonkin kappaleen koko tekisi siitä jollain tavalla erilaisen. Samasta materiaalistahan meidän koko aurinkokuntamme on kuitenkin loppujen lopuksi muodostunut. Siihen mahtuu kooltaan niin hiekanjyvän kokoisia kappaleita kuin suurempia kivipallojakin. Näitä kappaleita tuskin kiinnostaa kovin paljon millä nimellä me niitä kutsumme.

Merkurius muistuttaa ulkonäkönsä puolesta meille niin tuttua omaa Kuutamme.
Image credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Joka tapauksessa Merkurius on siis nykyään pienin planeetan määritelmän täyttävistä taivaankappaleista ja se on tunnettu jo esihistorialliselta ajalta lähtien. On oikeastaan jopa aika yllättävää, että sen liikkeitä on tuolloin merkitty muistiin varsin tarkasti. Planeettaa ei nimittäin ole aivan helppoa havaita paljain silmin, koska Merkurius ei koskaan poistu kovin kauaksi Auringosta ja se näkyykin siksi vain heti auringonlaskun jälkeen tai hieman ennen auringonnousua (toisaalta näillä historiallisilla havaintopaikoilla Aurinko laskee jyrkemmässä kulmassa ja ilta pimenee paljon nopeammin kuin Suomessa). Merkurius on saanut nimensä roomalaisilta. Roomalaisen mytologian mukaan Merkurius oli kaupankäynnin jumala, mutta sitä pidettiin myös jumalten sanansaattajana. Tämä sopikin hyvin kuvaamaan planeettaa sen näennäisesti nopean liikkeen vuoksi. Merkurius näkyy muiden planeettojen tapaan tähtimäisenä pisteenä paljain silmin, joten ensimmäisiä tarkempia havaintoja siitä jouduttiin odottamaan 1600-luvulle asti, jolloin kaukoputki keksittiin. Myös itse Galileo Galilei katseli Merkuriusta omalla kaukoputkellaan, mutta hän ei onnistunut havaitsemaan siinä mitään erityistä. Merkuriuksen vaiheet havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 1639, kun italialainen tähtitieteilijä Giovanni Zupi löysi ne. Merkuriuksen pienen koon vuoksi planeetan vaiheet olivatkin pitkään ainoat tiedot mitä siitä saatiin selville. Tästä johtuen Merkuriuksen pyörähdysaika ja yksityiskohdat olivat käytännössä tuntemattomia suureita aina 1900-luvulle asti. Tämän jälkeen kaukoputket kehittyivät niin hyviksi, että jonkinlaisia muotoja planeetan pinnalta voitiin havaita. Merkuriuksen tutkimuksessa auttoivat myös radioastronomia ja muiden tutkimusalojen kehitys. Varsinainen läpimurto planeetasta kertyneiden tietojen osalta on kuitenkin tullut vasta avaruusluotainten ansiosta.

Merkurius näkyy parhaiten hämärän aikaan hieman auringonlaskun jälkeen tai ennen Auringon nousua (Merkurius näkyy himmeänä pisteenä aivan kuvan keskellä). Kevola, Paimio, 16.5.2014.

Merkuriuksen kiertoaika Auringon ympäri on 88 vuorokautta. Planeetan pyörähdysaika on puolestaan 59 vuorokautta. Merkuriuksen pyörähdysaika on lukkiutunut 2:3 resonanssiin kiertoajan kanssa. Näiden ominaisuuksien vaikutuksesta Merkuriuksen vuorokausi kestää peräti 176 Maan vuorokautta. Planeetan akseli on lähes pystysuorassa ratalinjan kanssa, joten Aurinko paistaa Merkuriuksella aina päiväntasaajan kohdalta. Merkuriuksen etäisyys Auringosta vaihtelee 46 ja 70 miljoonan kilometrin välillä. Merkuriuksen kiertarata poikkeaa huomattavasti ympyräradasta ja lisäksi radan soikeusaste vaihtelee hitaasti miljoonien vuosien kuluessa. Nykyään soikeusaste on hieman yli 20 %. Syynä vaihteluun ovat Auringon läheisyys ja muiden planeettojen aiheuttamat ratahäiriöt. Merkuriuksen radan laskeminen pitkälle tulevaisuuteen (tai menneisyyteen) on melko haastavaa ja vaatii avukseen suhteellisuusteoriaa. Ennen suhteellisuusteorian keksimistä syynä radan poikkeamiseen pidettiin Aurinkoa vieläkin läheisempää planeettaa, joka ehdittiin jo nimetä Vulkaukseksi. Planeettaa ei kuitenkaan koskaan löytynyt.

Merkurius on muiden sisäplaneettojen tapaan kiviplaneetta. Se on kooltaan vain noin 1,5 kertaa Kuun kokoinen ja siten pienempi kuin aurinkokunnan suurin kuu, Titan. Merkuriuksen halkaisija on 4 880 kilometriä ja planeetan massa on vain 6 % Maan massasta. Merkuriuksella on suuri rautaydin (säteeltään noin 1 800 kilometriä), joka muodostaa noin 2/3 planeetan massasta. Merkurius on rakenteeltaan toiseksi tihein aurinkokuntamme planeetoista (Maa on ykkönen). Ytimen ulkopuolella on vaippakerros, jonka päällä puolestaan on planeetan pintakerros. Merkuriuksen pinta on täynnä kraattereita ja se muistuttaa ulkomuodoltaan hyvin paljon omaa Kuutamme. Suurin törmäyskraattereista on Caloriksen allas, joka on läpimitaltaan peräti 1 500 kilometriä. Merkuriuksen vastakkaisella puolella on planeetan pinta rikkoutunut edellä mainitun kraatterin aiheuttaneen törmäyksen vaikutuksesta. Merkuriuksen pinnalla on Kuun tapaan myös vuoria, laaksoja ja tasankoja. Planeetan korkeimmat vuoret ovat noin 3 kilometriä. Merkuriuksen pintalämpötila vaihtelee päivän yli + 400 asteesta yön – 170 asteeseen. Lämpötilan vaihtelu on poikkeusellisen suurta, joka johtuu Auringon läheisyydestä ja hitaasta pyörimisliikkeestä. Merkuriuksella on hyvin ohut kaasukehä ja heikko magneettikenttä. Kaasukehä on peräisin aurinkotuulen irrottamasta pintamateriaalista ja koostuu lähinnä heliumista, natriumista, vedystä ja hapesta. Kaasukehän paine on vain 2 miljoonasosaa Maan vastaavasta. Merkuriuksella ei ole yhtään kuuta.

NASAn teemasivut Merkuriuksesta löytyvät osoitteesta:


Messenger-luotain on kuvannut Merkuriusta sen kiertoradalta.
Image credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Merkuriusta on tutkinut vain kaksi avaruusluotainta. Ensimmäinen planeetan läheltä lentänyt luotain oli Mariner 10, joka teki kolme ohilentoa vuosina 1974 ja 1975. Lähimmillään se kävi viimeisen ohilennon yhteydessä 327 kilometrin päässä planeetan pinnasta. Luotaimen avulla saatiin runsaasti lisätietoa planeetan pinnan yksityiskohdista sekä sen magneettikentästä. Kolmen ohilennon aikana Mariner 10 sai kartoitettua 45 % planeetan pinnasta. Toinen Merkuriusta tutkinut luotain oli Yhdysvaltojen Messenger, joka asettui planeetan kiertoradalle vuonna 2011. Messenger kartoitti loput planeetan pinnasta ja teki suuren joukon tutkimuksia, jotka paljastivat Merkuriuksesta runsaasti tietoa muun muassa ytimen rakenteen ja magneettikentän osalta. Tällä hetkellä on suunnitteilla seuraava luotainlento, BepiColombo, joka on tarkoitus tehdä Euroopan ja Japanin avaruusjärjestöjen yhteistyönä. Tämän hetkisen suunnitelman mukaan laukaisu tapahtuu alkuvuodesta 2017 ja kiertoradalle luotaimen olisi tarkoitus asettua vuonna 2024. Luotaimen matka ei toki seitsemää vuotta kestä, mutta se tekee matkansa aikana muutamia ohilentoja niin Venuksesta kuin Merkuriuksestakin ennen varsinaista kiertoradalle asettumista.

Pienen koon ja Auringon läheisyyden vuoksi jopa Merkuriuksen vaiheista on usein vaikea saada hyvää kuvaa aikaiseksi. Kevola, Paimio, 10.4.2016.

Merkuriuksen havaitseminen ei loppujen lopuksi ole oikeasti kovin vaikeaa, mutta sen sijainti aina lähellä Aurinkoa vaatii hieman ennakkovalmisteluja ja tietysti hyviä sääolosuhteita. Suomessa Merkuriuksen voi nähdä käytännössä neljän erillisen jakson aikana joko aamu- tai iltahämärässä. Näinä aikoina Merkuriuksen voi nähdä noin 3-4 viikkoa kerrallaan. Silloin Merkurius on kauimmillaan Auringosta (Maasta katsoen) eli läntisessä tai itäisessä elongaatiossa. Elongaation suuruus kertoo samalla planeetan kulmaetäisyyden Auringosta. Merkuriuksen elongaatio voi suurimmillaan olla 28 astetta. Useimmiten elongaatio on kuitenkin vain noin 20 astetta. Merkurius on kuitenkin onneksi melko kirkas planeetta, joka helpottaa luonnollisesti sen havaitsemista. Parhaimmillaan sen kirkkaus voi olla jopa – 2.6 magnitudia. Toisaalta se on himmeimmillään vain + 5.7 magnitudia. Nämä kirkkauksien maksimi- ja minimiarvot tapahtuvat kuitenkin silloin, kun Merkurius on liian lähellä Aurinkoa havaittavaksi. Suurimpien elongaatioiden aikaan Merkuriuksen kirkkaus on yleensä 0 magnitudin molemmin puolin. Silloin Merkurius näkyy melko hyvin paljain silmin. Sen etsimiseen kannattaa kuitenkin käyttää kiikareita (ainakin, jos aiempaa havaintokokemusta on vain vähän). Kiikareita käytettäessä pitää kuitenkin odottaa, että Aurinko on ennättänyt laskea horisontin taakse. Parhaiten Merkurius näkyy noin tunnin auringonlaskun jälkeen (tai vastaavasti ennen Auringon nousua). Kaukoputkella Merkuriuksesta voi nähdä sen vaiheet. Muita yksityiskohtia siitä ei Maan pinnalta voi oikeastaan edes havaita. Merkuriuksen näennäinen koko vaihtelee 4,5 ja 13 kaarisekunnin välillä.

Sisäplaneettana Merkuriuksen rata kulkee toisinaan myös suoraan Auringon edestä. Tällöin tapahtuu niin sanottu Merkuriuksen ylikulku. Ylikulut eivät ole kovin yleisiä ja niitä näkyykin vain noin 13-14 kertaa vuosisadan aikana. Viimeisin Suomessa näkynyt Merkuriuksen ylikulku tapahtui 9.5.2016. Seuraavat Suomessa näkyvät ylikulut tapahtuvat vuosina 2019 ja 2032.

Merkuriuksen ylikulun aikana planeetan siluetti näkyy pienenä mustana pyöreänä pisteenä Auringon edessä. Iso-Heikkilä, Turku, 9.5.2016.
Ylikulun alkaessa Merkurius lipuu hiljalleen pimeydestä Auringon edustalle. Iso-Heikkilä, Turku, 9.5.2016.
Kuvat, ellei kuvan yhteydessä toisin mainita: © Jani Laasanen 
 

lauantai 22. lokakuuta 2016

LÄHIMMÄT TÄHDET

Vähän aikaa sitten kirjoitin taivaalla näkyvistä kirkkaimmista tähdistä. Tällä kertaa palaamme jälleen tähtiin, mutta nyt katsomme taivasta lähimpien tähtien näkökulmasta. Aihe on sopivan ajankohtainen nyt, kun meitä lähinnä olevalta tähdeltä (Auringon jälkeen) on löytynyt vain hieman Maata suurempi kiviplaneetta. Viime viikkojen aikana planeetasta on tihkunut hieman lisätietoa ja onkin hyvä hetki koota tässä samalla pieni paketti tästä Linnunradan mittakaavassa hyvin läheisestä aurinkokunnasta. Mitä mahtaakaan löytyä muualta galaksistamme, kun jo omassa naapurustossamme on kaikkea mielenkiintoista.

Ensiksi kuitenkin hieman etäisyyksien mittaamisesta historiallisesta perspektiivistä. Taivaankappaleiden etäisyys on kiinnostanut ihmisiä ja tietysti myös tutkijoita jo esihistorialliselta ajalta lähtien. Niiden mittaaminen osoittautui kuitenkin aluksi ylivoimaiseksi tehtäväksi ilman riittävää mittaustarkkuutta ja riittävän pitkälle kehitettyä matematiikkaa. Ensimmäinen yritys kaikista lähimmän tähden etäisyyden laskemiseksi tehtiin jo ennen ajanlaskun alkua, kun Aristarkhos Samoslainen (310 – 230 eaa.) mittasi Auringon etäisyydeksi 19 kertaa Maan ja Kuun välisen etäisyyden. Vaikka laskutoimitusten periaatteessa ei ollutkaan varsinaisesti mitään vikaa, oli tulos vielä melko paljon pielessä, sillä oikea suhde olisi ollut 390 kertainen. Laskujen lähtökohtana Aristarkhos Samoslaisella oli Maan, Kuun (kun se on puolikas) ja Auringon muodostama kolmio, jonka perusteella saatu tulos on matemaattisesti varsin helppo laskea. Ongelmaksi muodostui kuitenkin puolikuun määritelmä, joka aiheutti lopputulokseen merkittävän virheen. Kun lisäksi Aristarkhos arvioi Maan ja Kuun väliseksi etäisyydeksi vain 10 Maan halkaisijaa (oikeasti noin 30), niin lopputulos Maan ja Auringon välisestä etäisyydestä jäi vaivaiseen 200 Maan halkaisijaan (oikeasti noin 11 700). Auringon etäisyyden mittaustulokset kuitenkin paranivat hiljalleen mittausmenetelmien kehittyessä, mutta kolmiomittaukseen perustuvalla etäisyyden mittauksella on yksi suuri rajoite. Se soveltuu vain lähimpien taivaankappaleiden etäisyyksien mittaukseen, jonka johdosta aurinkokunnan ulkopuolella olevien tähtien etäisyys pysyi pitkään tuntemattomana. Tieteen nopean kehityksen ja optisten apuvälineiden ansiosta alkoivat 1600-luvulla ensimmäiset vakavat yritykset kaukaisempien tähtien etäisyyden mittaamiseksi ns. parallaksimenetelmän avulla. Tässä menetelmässä käytetään apuna Maan liikettä Auringon ympäri eli tähden sijainti muuttuu muiden tähtien suhteen aavistuksen verran Maan kiertoradan eri kohdissa. Mitä lähempänä tähti sijaitsee sitä suurempana sen liike näkyy. Parallaksia voidaan kuitenkin käyttää etäisyyden mittaamiseen vain sellaisille tähdille, jotka sijaitsevat enintään joidenkin satojen valovuosien päässä. Ei siis ihme, että menetelmä ei tuottanut tuloksia vielä 1600-luvulla. Ensimmäinen tähti, jolta vihdoin vuonna 1838 saatiin mitattua parallaksi oli Joutsenen tähdistössä sijaitseva 61 Cygni. Tästä lankeaa kunnia saksalaiselle tähtitieteilijälle Friedrich Wilhelm Besselille. Myöhemmin kauempana sijaitsevien tähtien ja galaksien etäisyyden mittaukseen on kehitetty myös muita menetelmiä, mutta niistä ei sen enempää tällä kertaa. Seuraavana siis esittelyssä 10 Maata lähinnä sijaitsevaa tähteä.


Meitä lähinnä sijaitseva tähti on tietysti Aurinko, vaikka se usein jätetäänkin huomioimatta tähdistä puhuttaessa. Pidempi tarina Auringosta löytyy ohimennen sanoen blogin helmikuun päivityksistä, joten tällä kertaa tästä 150 miljoonan kilometrin päässä sijaitsevasta tavallisesta, G2 spektriluokan keltaisesta tähdestä ei sen enempää.

Oma aurinkomme on kaikilla mittareilla hyvin keskinkertainen ja tavallinen tähti omassa Linnunradassamme. Iso-Heikkilä, Turku, 9.5.2016.

Lähimmistä tähdistä puhuttaessa katse kääntyykin yleensä Kentauruksen tähdistöön, jossa sijaitsee kolmesta tähdestä koostuva järjestelmä hieman yli neljän valovuoden päässä omasta aurinkokunnastamme. Järjestelmän kirkkain tähti tunnetaan Alpha Centaurina ja se on koko taivaan kolmanneksi kirkkain tähti. Suomesta tähteä ei kuitenkaan voi valitettavasti nähdä, sillä se jää meillä aina horisontin alapuolelle. Alpha Centauri muistuttaa hyvin paljon omaa Aurinkoamme, sillä se on niin ikään keltainen G2 spektriluokan tähti, joka on massaltaan vain 10 % Aurinkoa suurempi. Sitä kiertää 3,6 miljardin kilometrin etäisyydellä (Auringon ja Uranuksen välinen etäisyys) oranssi, K1 spektriluokan tähti, joka taas on massaltaan noin 10 % pienempi kuin Aurinko. Kiertoaika päätähden (tai oikeastaan niiden yhteisen massakeskipisteen) ympäri on 80 vuotta. Järjestelmän kiinnostavin tähti on kuitenkin hyvin pieni ja himmeä punainen kääpiötähti, joka tunnetaan nimellä Proxima Centauri. Tähti sijaitsee 4,22 valovuoden päässä aurinkokunnastamme ja on siten 0,14 valovuotta lähempänä meitä kuin järjestelmän kaksi kirkkaampaa komponenttia. Läheisyydestään huolimatta Proxima Centauria ei voi nähdä edes kiikareilla, sillä sen kirkkaus on vain + 11 magnitudia. Aurinkoon verrattuna sen massa onkin vain noin 12 % Auringon massasta. Kiinnostavaksi tähden tekee sen kiertoradalta löytynyt maankaltainen kiviplaneetta. Planeetta on massaltaan noin 1,3 kertaa Maata suurempi ja sen kiertoaika emotähden ympäri on vain noin 11 vuorokautta. Löytö julkistettiin vasta elokuussa 2016 ja sen vuoksi arviot planeetan luonteesta ovat vielä keskeneräisiä. Hiljalleen on kuitenkin tihkunut tietoja planeetan mahdollisista olosuhteista ensimmäisten tutkimusten muodossa. Ensimmäisten joukossa ovat raporttinsa ennättäneet julkaista ranskalaiset tähtitieteilijät, jotka ovat arvioineet planeetan pinnan olevan mahdollisesti suuren valtameren peitossa. Arviot perustuvat planeetan tiheyteen sekä sen todennäköiseen läpimittaan. Mikäli planeetta olisi halkaisijaltaan vain Maan kokoinen (mutta silti siis 30 % massiivisempi), olisi sen ydin metallipitoinen ja hyvin tiheä. Silloin sen pinnalla voisi olla enintään vain 0,5 promillea vettä (Maassa 0,2 promillea). Jos planeetta on kuitenkin Maata suurempi, täytyy sen ytimen olla harvempaa materiaalia ja vesikerroksen paksuus voisi tällöin olla jopa 200 kilometriä. Planeetta voi siis hyvinkin osoittautua täysin veden peittämäksi, sillä lämpötila planeetan pinnalla on sopiva, jotta vesi voisi esiintyä sillä nestemäisenä. Toinen kiinnostava viime aikojen julkaisu koskee puolestaan itse tähteä eli Proxima Centauria. Toisin kuin useimmat muut punaiset kääpiötähdet, on tähti osoittautunut yllättävän vakaaksi. Sen aktiivisuus vaihtelee seitsemän vuoden jaksoissa aivan kuten oman Aurinkomme jaksollisuus 11 vuoden aikana. Säännöllisyys voi tarkoittaa, että Proxima Centauri ei tuotakaan niin voimakkaita säteilypurkauksia kuin monet muut punaiset kääpiötähdet. Tällä puolestaan voi olla positiivisia vaikutuksia elämän synnyn ja ylläpidon kannalta. ”Vakaudestaan” huolimatta Proxima Centaurin planeetta saanee tästä huolimatta elämälle haitallisia säteilyn muotoja useita kertoja enemmän kuin Maa omasta Auringostamme. Toistaiseksi on siis täysin mahdotonta arvailla elämän mahdollisuutta Proxima Centaurin planeetan pinnalla (tai pinnan alla). Lisätutkimuksia tarvitaan ja niitä varmasti myös tehdään, joten jäämme odottelemaan uusia uutisia tästä vasta löydetystä planeetasta.

Taiteilijan näkemys auringonlaskusta (tai kolmesta) Proxima Centaurin planeetan pinnalla.
Image credit: ESO/M. Kornmesser

Seuraavaksi lähin tähti Alfa Centaurin jälkeen on meidän näkökulmastamme katsottuna Käärmeenkantajan tähdistössä sijaitseva Barnardin tähti. Sen etäisyys on 5,98 valovuotta. Barnardin tähti näkyy myös Suomesta, mutta ei paljain silmin. Se on tyypiltään M4 spektriluokan punainen kääpiötähti, jonka kirkkaus on ainoastaan + 9.57 magnitudia. Tähden massa on vain 16 % Auringon massaan verrattuna. Barnardin tähti on jo varsin vanha tähti, sillä sen ikä on peräti 10 miljardia vuotta. Tähden erityispiirre on sen hyvin nopea ominaisliike eli se liikkuu poikkeuksellisen nopeasti muihin taustataivaan tähtiin verrattuna. Liike on peräti 10 kaarisekuntia vuodessa, joka on nopein miltään tähdeltä mitattu ominaisliike. Lähimmillään aurinkokuntaa Barnardin tähti tulee käymään noin vuonna 11 800, jolloin se sijaitsee noin 3,75 valovuoden päässä meistä.

Barnardin tähden nopea ominaisliike näkyy vasta muutamien vuosien välein otetuissa kuvissa. Ohessa oma vertailukuvani tulevaa ajatellen. Kevola, Paimio, 5.9.2016.

Maasta katsottuna neljänneksi lähin tähtijärjestelmä on Luhman 16, joka sijaitsee hyvin etelässä Purjeen tähdistössä. Sen etäisyys on noin 6,59 valovuotta ja se on kahdesta ruskeasta kääpiötähdestä koostuva tähtipari. Se löydettiin WISE-infrapunasatelliitin vuosien 2010 ja 2011 aikana otetuista kuvista, mutta löytö julkaistiin vasta vuonna 2013. Nämä ruskeat kääpiöt kiertävät toisiaan 25 vuoden jaksossa niiden keskimääräisen etäisyyden toisistaan ollessa noin 450 miljoonaa kilometriä. Tähtien massat ovat ainoastaan 3 – 5 % Auringon massasta.

Viidenneksi lähin tähtijärjestelmä Maasta katsottuna on varsin tuntematon WISE 0855-0714, joka sijaitsee Vesikäärmeen tähdistössä. Se on tyypiltään ruskea kääpiötähti, jollaisia pidetäänkin yleensä ottaen eräänlaisina epäonnistuneina tähtinä. Ruskeat kääpiöt ovat toki yleensä vähintään 15-20 kertaa planeettoja suurempia ja niiden ydinreaktiot kyllä käynnistyvät pian tähden syntymän jälkeen. Ruskeat kääpiöt eivät kuitenkaan onnistu ylläpitämään reaktiota pitkään ja ne himmenevät ja viilenevät siksi melko nopeasti. WISE 0855-0714 on jopa ruskeaksi kääpiöksi äärimmäisen pieni ja himmeä kohde ja sen massa on ainoastaan noin 10 kertainen Jupiteriin verrattuna. Tätä 7,27 valovuoden päässä olevaa kohdetta voisi ehkä siten pitää jopa jonkinlaisena tähtienvälisenä planeettaharhailijana. Myös tämä kohde löydettiin vasta vuonna 2013.

Taiteilijan näkemys viileästä ruskeasta kääpiötähdestä.
Image credit: NASA/JPL-Caltech

Wolf 359 on puolestaan Leijonan tähdistön suunnalla sijaitseva läheinen tähti, joka on ominaisuuksiltaan jo hieman tavanomaisempi. Se on tyypiltään M6 spektriluokan punainen kääpiötähti, jonka massa on noin 10 % Auringon massasta. Vaikka tähti on suurempi ja kirkkaampi kuin kaksi edellä mainittua ”epäonnistunutta” tähteä, ei tätäkään tähteä voi nähdä paljain silmin. Kohde näkyy kyllä Suomestakin, mutta sen kirkkaus on ainoastaan + 13.53 magnitudia eli parhaiten sen voi saada näkyviin valokuvaamalla. Tähden etäisyys on 7,78 valovuotta. Wolf 359 on hyvin nuori punainen kääpiötähti ja iältään vain joitain satoja miljoonia vuosia. Nuoresta iästä johtuen se käy tällä hetkellä läpi punaisille kääpiöille ominaisia syntymekanismeja eli se on niin sanottu flare-tähti. Näille tähdille tyypillisiä ovat suuret energiapurkaukset, jotka syntyvät tähden voimakkaiden magneettikenttien muutoksissa. Flaret eli roihupurkaukset muistuttavat Auringossa tapahtuvia purkauksia, mutta ovat niitä paljon voimakkaampia ja synnyttävät runsaasti ultravioletti- ja röntgensäteilyä. Tämän vuoksi nuorten punaisten kääpiöiden ympärillä mahdollisesti sijaitsevat planeetat eivät kehity kovin helposti elinkelpoisiksi ainakaan tähtien nuoruusvuosien aikana.

Lalande 21185 on Ison Karhun tähdistössä sijaitseva punainen kääpiötähti, jonka etäisyys meistä on 8,31 valovuotta. Tämä kääpiö on jo selvästi suurempi kuin aikaisemmin mainitut vielä läheisemmät punaiset kääpiöt, sillä Lalande 21185 massa on ”peräti” 46 % Auringon massasta. Sitä suurempi massa vielä lähempänä sijaitsevista tähdistä on ainoastaan Alfa Centaurilla (ja Auringolla). Tästä huolimatta tämäkään tähti ei näy paljain silmin, vaan vaatii näkyäkseen vähintään kiikarit. Tähden näennäinen kirkkaus on + 7,52 magnitudia ja spektriluokaltaan se on M2. Lalande 21185 lähestyy aurinkokuntaamme ja on lähimmillään meitä hieman alle 20 000 vuoden kuluttua, jolloin sen etäisyys on 4,65 valovuotta.

Kymmenen lähimmän tähden joukkoon pääsee sentään vielä yksi kirkas paljain silmin näkyvä tähti. Se on Sirius, joka samalla on myös koko taivaan kirkkain tähti. Sen näennäinen kirkkaus on peräti – 1.46 magnitudia ja tähti näkyy talvisin myös Suomessa (tosin melko matalalla). Massaltaan Sirius on hieman yli kaksi kertaa Aurinkoa suurempi ja tyypiltään se on A1 spektriluokan valkoinen pääsarjavaiheen tähti. Siriuksen ikä on noin 200 – 300 miljoonaa vuotta eli se on huomattavasti Aurinkoa nuorempi. Sirius on kaksoistähti, sillä sen seuralaisena kiertää valkoinen kääpiötähti. Tämä valkoinen kääpiö sijaitsee näennäisesti noin 10 kaarisekunnin päässä Siriuksesta, mutta sitä on varsin vaikea havaita Siriuksen loisteen vuoksi. Siriusta kiertävä valkoinen kääpiötähti on samalla kaikkein lähinnä sijaitseva oman lajityyppinsä edustaja. Tähtiparin etäisyys meistä on noin 8,60 valovuotta.

Kirkas Sirius on yksi aurinkokuntamme lähitähdistä. Sitä kiertää halkaisijaltaan vain maapallon kokoinen, mutta massaltaan Aurinkoon verrattava valkoinen kääpiötähti.
Image Credit: NASA, ESA, H. Bond (STScI) and M. Barstow (University of Leicester)

Luyten 726-8 on hyvin samankaltainen punainen kääpiötähti kuin aikaisemmin esitelty Wolf 359. Tähti sijaitsee Valaskalan tähdistössä ja on massaltaan 10 % Auringosta ja tyypiltään siis M6 spektriluokan punainen kääpiö. Tähden etäisyys on 8,73 valovuotta ja kirkkaus + 12.7 magnitudia. Wolfin tapaan Luyten 726-8 on nuori tähti, jonka erityispiirteenä ovat voimakkaat flare-purkaukset, jotka lähettävät avaruuteen voimakasta ultravioletti- ja röntgensäteilyä. Luyten 726-8 onkin luokiteltu tyyppiesimerkiksi näistä flare-purkautujien muutttuvien tähtien ryhmästä. Luyten 726-8 on monien muiden tähtien tapaan kaksoistähti. Sen molemmat osapuolet ovat lähes samanlaisia ja ne kiertävät toisiaan noin 26,5 vuoden jaksossa.

Ross 154 on kaukaisin tähti, joka sijaitsee vielä alle 10 valovuoden säteellä aurinkokunnastamme. Samalla se on viimeinen esiteltävä kohde eli 10 läheisin tähtijärjestelmä meistä katsottuna. Ross 154 sijaitsee Jousimiehen tähdistön suunnalla ja on useimpien muiden lähitähtien tapaan punainen kääpiötähti. Sen massa on noin 17 % Auringosta ja iältään se on hieman alle miljardi vuotta. Tyypiltään se on aikaisemmin kuvattujen punaisten kääpiöiden tapaan flare-tyypin muuttuva tähti. Tähden kirkkaus on + 10.44 magnitudia ja sen etäisyys meistä on 9,60 valovuotta.

Kuvat, ellei kuvan yhteydessä toisin mainita: © Jani Laasanen

 

tiistai 11. lokakuuta 2016

MARS – PUNAINEN PLANEETTA

Mars lienee aurinkokuntamme kiinnostavin planeetta tällä hetkellä. Suurin syy tähän on tietysti tavoitteena olevat miehitetyt lennot sen pinnalle lähitulevaisuudessa. Hurjimmat visiot tavoittelevat ensimmäisiä lentoja jo 2020-luvulla eli vain 10 vuoden päästä. Teknisiä haasteita on kuitenkin ratkaistava ennen tätä ja on hyvinkin mahdollista, että lennot tulevat viivästymään useita vuosia. Kiinnostavia uutisia Marsin pinnalta on saatu kuitenkin runsaasti jo viime vuosina, kun Mars-mönkijät ovat lähettäneet meille tietoa planeetan olosuhteista. Odottavan aika on kuitenkin pitkä, joten ajan kuluksi voimme tutustua hieman tarkemmin tämän punaisen planeetan ominaisuuksiin ja tutkimushistoriaan.

Avaruusteleskooppi Hubblen kuvassa Marsin pinnan yksityiskohdat näkyvät selvästi.
Image credit: NASAESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), J. Bell (ASU), and M. Wolff (Space Science Institute)

Mars on yksi niistä viidestä planeetasta, jotka on tunnettu jo esihistoriallisella ajalla. Planeetoiksi nämä taivaankappaleet paljastuivat niiden näennäisen liikkeen vaikutuksesta muiden tähtien suhteen. Yksityiskohtiahan mistään planeetasta ei voi nähdä Maan pinnalta ilman optisia apuvälineitä. Jo babylonialaiset kirjasivat kuitenkin ylös Marsin liikettä ja kirkkauden vaihtelua. Sen nykyinen nimi on puolestaan peräisin roomalaisilta, jotka jo tuolloin antoivat planeetalle erityisaseman, sodan jumala Marsin mukaan. Lieneeköhän nimityksen vaikuttimena ollut Marsin toisinaan selvästikin näkyvä verenpunainen väri. Marsin varsinainen tutkimus käynnistyi 1600-luvulla optisten apuvälineiden eli lähinnä kaukoputken kehittyessä. Jo Galileo Galilei katsoi vuonna 1610 Marsia omalla alkeellisella kaukoputkellaan, mutta hän ei siitä vielä yksityiskohtia erottanut. 1600-luvun edetessä alkoivat ensimmäiset yksityiskohdat Marsin pinnalta vihdoin erottua. 1650-luvun puolivälin tienoilla italialaiset Daniello Bartoli ja Giovanni Batista Riccioli raportoivat tummasta alueesta Marsin pinnalla, joka nykyään tunnetaan Syrtis Majorina. Ensimmäisen kartan planeetasta piirsi Christiaan Huygens jo vuonna 1659. Karttaan on merkitty edellä mainittu tumma alue sekä mahdollisesti toinen planeetan valkoisista napalakeista. Vähitellen planeetan pinnan yksityiskohdat tarkentuivat ja siltä havaittiin muun muassa napajäätiköiden koon vaihtelu Marsin vuoden kuluessa. Vuonna 1877 amerikkalainen tähtitietelijä Asaph Hall löysi Marsin pienet kuut, Phoboksen ja Deimoksen. Samana vuonna italialainen Giovanni Schiaparelli väitti nähneensä Marsin pinnalla symmetrisen kanavajärjestelmän. Hän sai havaintojen tuekseen tunnetun amerikkalaisen miljonäärin ja harrastajatähtitieteilijä Percival Lowellin. Tästä alkoikin neljännesvuosisadan kestänyt spekulaatio Marsin älyllisestä elämästä. Vaikka kanavateoria kumottiin lopullisesti vuonna 1909, jäi tästä kiistelystä meille muistoksi runsas määrä tieteiskirjallisuutta ja elokuvamateriaalia, jossa Marsilaiset saapuvat Maahan pahat mielessä.

Nykyään tunnemme Marsin ominaisuudet jo varsin hyvin sekä Maan päältä tehdyn tutkimustyön että luotainlentojen ansiosta. Mars kiertää Aurinkoa keskimäärin 228 miljoonan kilometrin etäisyydellä, mutta sen kiertorata on poikkeuksellisen soikea muihin planeettoihin verrattuna. Siksi se käy lähimmillään Aurinkoa vain 207 miljoonan kilometrin päässä, mutta on toisaalta kauimmillaan jopa 250 miljoonan kilometrin etäisyydellä. Tästä johtuen Mars näkyy myös Maasta katsottuna vaihtelevan kokoisena jopa eri oppositioiden välillä. Marsin kiertoaika Auringon ympäri on 687 vuorokautta eli jonkin verran alle kaksi vuotta. Planeetan halkaisija on noin 6 750 kilometriä eli vain hieman yli puolet Maan halkaisijasta. Marsin massa on vain noin 10 % Maan massasta. Marsin vuorokausi kestää noin 24,6 tuntia ja sen akselin kaltevuus on noin 25 astetta. Molemmat lukemat ovat lähes samanlaisia kuin Maalla.

Mars Orbiter luotaimen ottama kuvapari osoittaa kuinka Marsin pinnan yksityiskohdat katoavat täysin pölymyrskyn iskiessä planeetan pinnalle.
Image credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS

Marsin sisimmän osan muodostaa noin 1 700 kilometrin paksuinen rautaydin. Ydin lienee kokonaan kiinteä, sillä Marsilla ei ole sisäisiä virtauksia, jotka synnyttäisivät planeetan ympärille magneettikentän. Marsilla ei ole myöskään mannerlaattoja, sillä sen vaippakerroksessa olevat kuumat virtaukset nousevat ylös aina samassa kohden, joka näkyy Marsin pinnalla olevina suurina tulivuorina. Näistä suurin on peräti 26 kilometriä korkea Olympus Mons, joka on samalla aurinkokunnan suurin tulivuori. Tulivuorien lisäksi planeetan pinnalla on pienempiä ja suurempia kraattereita sekä vajoamia ja vanhoja uomia. Uomat lienevät peräisin virtaavasta vedestä Marsin varhaisilta vuosilta, jolloin sen ydin oli vielä sula ja kaasukehä paksumpi. Nykyään Marsin pinta on karu ja se muodostuu väriltään punertavasta rautaoksidista. Marsin pinnan keskilämpötila on – 55 astetta, mutta vaihtelu on suurta. Päiväntasaajalla lämpötila voi paikoitellen nousta jopa + 20 asteeseen, mutta toisaalta navoilla se voi pudota öisin jopa – 130 asteeseen. Marsin navoilla ovat sen vesi- ja hiilidioksidijäästä koostuvat valkoiset napalakit. Niiden koko vaihtelee vuodenaikojen mukana. Marsin pinnalla olevat suuret tummat alueet ovat puolestaan tulivuorista sinkoutunutta vulkaanista ainesta. Säännöllisiä Marsin pinnalla tapahtuvia ilmiöitä ovat myös vuosittaiset hiekkamyrskyt, jotka ovat toisinaan koko planeetan laajuisia ja kestävät jopa viikkoja. Myrskyt syntyvät samalla periaatteella kuin Maankin myrskyt eli harvassa kaasukehässä olevista ilmanpaine-eroista.

Marsin punertava pinta on karua ja kivistä autiomaata.
Image credit: NASA/JPL-Caltech/Cornell/ASU

Marsilla on kaksi kuuta. Molemmat ovat hyvin pieniä, mutta ne on silti löydetty Maan pinnalta. Kuut löydettiin samana päivänä, kun amerikkalainen tähtitieteilijä Asaph Hall havaitsi ne elokuussa vuonna 1877. Kuiden nimet ovat Phobos ja Deimos eli suomalaisittain pelko ja kauhu. Phobos on kuista suurempi, mutta senkin halkaisija on vain 22 kilometriä. Pienemmän Deimoksen halkaisija on vain 13 kilometriä. Molemmat ovat epäsäännöllisen muotoisia, sillä niiden oma painovoima ei ole riittänyt muokkaamaan kuiden muotoa pyöreäksi. Phoboksen kiertoaika Marsin ympäri on noin 7,5 vuorokautta ja vastaavasti Deimoksen hieman yli 30 vuorokautta. Kuut eivät todennäköisesti ole Marsin alkuperäisiä kiertolaisia, vaan niiden oletetaan joutuneen Marsin vetovoimakenttään asteroidivyöhykkeeltä. Ne eivät myöskään tule kiertämään kovin pitkään Marsia, sillä esimerkiksi Phobos lähestyy Marsia kaksi metriä vuosisadassa. Tällä vauhdilla lähestyessään se hajonnee palasiksi 30 – 50 miljoonan vuoden kuluessa Marsin aiheuttaman vuorovesivoiman vaikutuksesta.

Tuhoon tuomittu Phobos kiertänee Marsia vielä joitakin kymmeniä miljoonia vuosia.
Image credit: NASA/Mars Reconnaissance Orbiter

Elämän mahdollisuutta Marsissa on pohdittu pitkään. Vakavasti sitä alettiin pohtia, kun 1800-luvun lopulla planeetan pinnalla väitettiin näkyvän säännöllisen muotoisia kanavajärjestelmiä, joiden oletettiin olevan älykkäiden olentojen rakentamia kastelukanavia. 1900-luvun alkupuolella kanavat todettiin kuitenkin Marsin pinnan luonnollisiksi piirteiksi. Elämän mahdollisuus jäi kuitenkin kytemään ihmisten mieliin ja nosteessa oleva tieteis- ja fantasiakirjallisuus piti yllä uskoa älykkään elämän mahdollisuudesta Marsissa. Tunnetuimpia tarinoita ovat Edgar Rice Burroughsin Mars-kirjat sekä H.G. Wellsin romaani Maailmojen sota. Wellsin romaaniin pohjautuva radiokuunnelma aiheutti jopa pienimuotoisen paniikin Yhdysvalloissa vuonna 1938 useiden ihmisten luullessa sitä aidoksi uutislähetykseksi. Hiljalleen ”marsilaisten” mahdollinen olemassa olo on poistunut myös ihmisten mielistä ja jäljelle on jäänyt tieteellinen elämän selvittäminen, jota Marsissa voisi olla lähinnä mikrobitasolla. Tulokset ovat kuitenkin toistaiseksi olleet negatiivisia. Vaikka Marsista ei toistaiseksi ole löydetty minkäänlaista elämää, ovat olosuhteet planeetan pinnalla olleet aikaisemmin toisenlaiset. Luotainlentojen ansiosta on selvitetty, että muinaisen Marsin pinnalla on lähes varmasti ollut aikaisemmin nestemäistä vettä. Curiosity-mönkijä on tehnyt lisäksi Marsin maaperästä analyysejä, jotka osoittavat planeetan soveltuneen hyvin mikro-organismien synnylle. Mars ei kuitenkaan kyennyt pitämään ilmakehäänsä, joka alkoi ohentua selvästi noin miljardi vuotta sitten. Samalla planeetta viileni ja vesi alkoi haihtua planeetan pinnalta. Nykyään Marsin pinta on steriili ja edellytykset elämälle ovat käytännössä olemattomat. Eläviä mikro-organismeja voisi löytyä lähinnä Marsin pinnan alla sijaitsevista mahdollisista luolastoista tai muista vastaavista paikoista, joissa vettä voisi yhä esiintyä kiinteässä muodossa eli jäänä. Tulevaisuus antanee aikanaan vastauksen kysymykseen Marsin elämästä.

Lisätietoa Marsin olosuhteista ja elämän etsimisestä löytyy muun muassa NASAn teemasivuilta:


Marsin pintaa kuvattuna Euroopan avaruusjärjestön Marsia kiertävältä Mars Express luotaimelta.
Image credit and copyright: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Marsin kiinnostavan aseman vuoksi on sen läheisyyteen tai pinnalle lähetetty lukuisia luotaimia. Neuvostoliiton kaksi Marsnik-luotainta pyrittiin saamaan planeetan luokse jo vuonna 1960, mutta nämä lennot epäonnistuivat. Seuraavat yritykset tapahtuivat vuonna 1962, mutta nämäkin luotaimet epäonnistuivat lähes täysin. Ainoastaan Mars 1 sai lähetettyä muutamia mittaustuloksia ennen kuin yhteys siihen katkesi matkan varrella. Kovin hyvin ei alkanut myöskään Yhdysvaltojen luotainlentojen sarja, sillä sen ensimmäinen luotain, Mariner 3, lähetettiin vahingossa Aurinkoa kiertävälle radalle. Varaluotain Mariner 4 onnistui kuitenkin tehtävässään ja teki Marsin ohilennon 14. heinäkuuta vuonna 1965. Saman vuosikymmenen lopulla perille pääsivät vielä Yhdysvaltojen luotaimet Mariner 6 ja 7. 1970- ja 1980-luvuilla lähettivät Neuvostoliitto ja Yhdysvallat kaikkiaan 13 luotainta kohti Marsia, joista osa onnistui tehtävässään ja osa ei. Merkittävimmät tutkimustulokset saavuttivat Yhdysvaltojen Mariner 9, joka kartoitti planeetan pinnan sekä Viking 1 ja Viking 2 luotaimet, joiden laskeutujat onnistuivat ensimmäisenä laskeutumaan planeetan pinnalle ehjinä. Molemmat laskeutujat toimivat useita vuosia lähettäen mittausdataa ja valokuvia myös Maahan. Ahkera luotainlentojen sarja on jatkunut viime vuosiin saakka. Suurelle yleisölle tunnetuimmat onnistujat ovat olleet Marsin pinnalle lähetetyt mönkijät, joista osa toimii tänäkin päivänä lähettäen uusia kuvia meidän ihasteltavaksi. Mönkijöistä tunnetuin lienee Curiosity, joka laskeutui Marsin pinnalle 6. elokuuta vuonna 2012. Marsin kiertoradallakin on jonkin verran liikennettä, sillä parhaillaan planeettaa kiertää sekä Yhdysvaltojen, Intian että Euroopan avaruusjärjestön tutkimusluotaimia. Seuraavaksi Marsin kiertoradalle on saapumassa Venäjän ja ESAn yhteistyönä lähetetty ExoMars-luotain, jonka tarkoituksena on etsiä jälkiä elämästä. Luotaimen pitäisi asettua Marsin kiertoradalle 19. lokakuuta vuonna 2016 eli aivan näinä päivinä.

Tilanteen kehittymistä voi seurata Euroopan avaruusjärjestön Mars-sivuilta:


Nykypäivän käytäntöjen mukaisesti Curiosity-mönkijä on ottanut itsestään selfien Marsin pinnalla.
Image credit: NASA/JPL-Caltech/MSSS

Viime vuosina on lehdistössä saanut runsaasti julkisuutta myös miehitettyjen Mars-lentojen suunnittelu. Tämä olisikin mielenkiintoinen uusi avaus aurinkokunnan valloittamiseen, sillä toistaiseksi ihminen on onnistunut käymään vain Kuun pinnalla. Haasteet ovat kuitenkin suuret, eivätkä puheet ja suunnitelmat tietystikään vielä riitä viemään ketään Marsin pinnalle. Suurimpana ongelmana Mars-lennoilla pidetään niiden pitkää kestoa, joka kokonaisuudessaan kestäisi jopa parikin vuotta. Suurin osa ajasta kuluisi painottomassa tilassa, jolloin lihakset ehtivät surkastua ja paluu Maahan saattaa osoittautua vaikeaksi. Lisäksi avaruuden säteily aiheuttaisi tuon ajan kuluessa huomattavia solumuutoksia ja syöpäriski kasvaisi merkittävästi. Terveydellisten ongelmien ratkaisemiseksi tulisi siis ensimmäisenä kehittää teknologiaa, joka vähentäisi haittoja huomattavasti. Muitakin teknisiä haasteita riittää ja esimerkiksi elossapitojärjestelmien ylläpito ruokatuotannosta jätteiden kierrätykseen vaatii vielä kehittämistä. Myös lennon kustannukset ovat niin sanotusti tähtitieteellisiä ja rahoituksen löytäminen hankkeeseen on vähintään haastavaa. Menopaluulentojen rinnalla on esitetty myös pysyvän siirtokunnan perustaminen Marsiin. Näistä tunnetuin lienee yksityinen hanke, Mars One, joka tosin kärsii niin ikään rahoituksen puutteesta ja teknologisista haasteista. Hanketta väitetään monien mukaan hyvin epärealistiseksi ja joissakin lähteissä jopa pelkäksi huijaukseksi.

Ajatuksena varsin mielenkiintoisesta hankkeesta löytyy kuitenkin lisätietoa osoitteesta:


Palataan kuitenkin vielä lopuksi Maan pinnalle ja Marsin havaitsemiseen, joka on kuitenkin meille se perinteinen tapa tutustua punaiseen planeettaan. Mars näkyy Maan pinnalle vaihtelevasti sen radan soikeuden ja planeettojen keskinäisen aseman vaihtelun vuoksi. Parhaiten Mars näkyy, kun Maa on sen kanssa samalla puolella Aurinkoa eli toisin sanoen silloin, kun Mars on oppositiossa. Etäisyys eri oppositioiden välillä vaihtelee huomattavasti noin 15-17 vuoden jaksoissa. Opposition aikaan Marsin näennäinen koko vaihtelee noin 14 ja 25 kaarisekunnin välillä ja kirkkaus – 1.2 ja – 3.0 magnitudin välillä. Opposition aikaan (ja usein muutenkin) Mars näkyy siten kirkkaampana kuin tavalliset tähdet. Oppositiossa Marsin pinnalta erottuu suhteellisen helposti tumma Syrtis Major ja valkoiset napalakit jopa melko pienellä kaukoputkella. Paljain silmin Mars näyttää kuitenkin aina tähtimäiseltä kohteelta. Pienimmillään eli kun planeetta on kauimmillaan Maasta, Mars näkyy vain noin 4 kaarisekunnin kokoisena pallona, josta ei voi käytännössä erottaa yksityiskohtia. Marsin seuraava oppositio on vasta heinäkuussa 2018, jolloin se on peräti 24 kaarisekunnin kokoinen. Valitettavasti oppositio on erittäin huono Suomesta katsottuna ja Mars näkyy Etelä-Suomessakin vain muutaman asteen korkeudella. Sitä seuraava oppositio lienee yksi parhaimmista, jos asiaa ajattelee Suomen näkökulmasta. Silloin planeetta on kooltaan noin 22 kaarisekuntia ja se kohoaa taivaalla jo noin 30 asteen korkeudelle horisontista. Tämä oppositio on lokakuussa 2020, joten sitä joudumme odottelemaan vielä hetken.

Vuoden 2014 oppositiossa Mars oli ainoastaan 15 kaariminuutin kokoinen ja näkyi melko matalalla, joten yksityskohtien määräkin jäi omissa kuvissa varsin vaatimattomaksi. Kevola, Paimio, 16.5.2014.

Kuvat, ellei kuvan yhteydessä toisin mainita: © Jani Laasanen