Tähtitaivas 2025

Aurinkokunta

Aurinko

Auringon aktiivisuus oli vuonna 2024 hyvin runsasta. Auringonpilkkuluku, jolla kuvataan Auringon aktiivisuutta, ylitti jo heinäkuussa 2023 edellisen auringonpilkkujakson 25 maksimin. Tätä seurasi pieni notkahdus mutta viimevuoden kesäkuussa oltiin jälleen samalla tasolla ja elokuussa 2024 oltiin jo auringonpilkkujakson 23 huippulukemien tasolla.

Auringon aktiivisuus jatkuu edelleen hyvin voimakkaana. Vuonna 2025 tultaneenkin näkemään Auringossa enemmän flarepurkauksia ja CME-pilvien syntymisiä kuin moneen vuoteen tätä ennen. Jos aktiivisuus kääntyy vuoden 2025 aikana laskuun, on luultavaa, että tulemme näkemään ja kokemaan entistä voimakkaampia aurinkomyrskyjä, jotka voivat aiheuttaa paljon teknisiä ongelmia maailmanlaajuisesti niin sähkö- ja tietoliikenne verkoille kuin avaruudessa oleville satelliiteille.

Auringonpilkkujen määrän vaihtelu ei ole vain kosmeettinen ilmiö Auringon pinnalla, vaan paljon syvemmin Auringon toimintaan vaikuttava aktiivisuuden jaksollisuus. Aktiivisuusvaihtelu vaikuttaa aurinkotuuleen, joka on minimikausina hiukkasmäärältään selvästi vähäisempää kuin aktiivisina kausina. Aktiivisina kausina Auringossa tapahtuu runsaasti flarepurkauksia ja koronamassapurkauksia. Flarepurkaukset lähettävät voimakasta röntgensäteilyä, joka saavuttaa maapallon ilmakehän yhtä nopeasti kuin näkyvä valo, siis hieman yli kahdeksassa minuutissa. Tämä säteily imeytyy maapallon ionosfääriin satojen kilometrien korkeudessa, nostaa sen lämpötilaa ja ionisaation tasoa ja muuttaa kerroksen rakennetta.

Maapallon magneettikenttään syntyvät magneettiset myrskyt aiheutuvat Auringosta tulevien CME-pilvien tuomien varattujen hiukkasten tunkeutuessa maapallon magneettikenttään. Myrskyt aiheuttavat sähkövirtoja maaperään, kaasu- ja öljyputkistoihin ja häiritsevät sähköverkkojen toimintaa. Näistä voi seurata korroosiota putkistoissa ja jopa sähköverkkojen kaatumisia, jolloin laajat alueet voivat jäädä sähköttä tuntikausiksi. Hieman pienempänä haitta voidaan pitää etenkin napojen läheisyydessä esiintyviä VHF-radioyhteyksien häiriöitä ja jopa yhteyskatkoksia.

Näiden näkyvien ilmiöiden lisäksi Auringon aktiivisuuskausien myötä myös Auringon säteilemän ultraviolettisäteilyn määrä vaihtelee hyvin huomattavasti. Vaihtelun suuruus voi olla useita kymmeniä prosentteja, toisin kuin Auringon kokonaissäteilyn määrä, jonka vaihtelu on noin 2 promillea. Uv-säteilyn voimakas vaihtelu vaikuttaa suoraan myös maapallon ilmakehään, sillä suurin osa maapallon vastaanottamasta uv-säteilystä imeytyy ilmakehän otsoniin. Otsoniin imeytynyt lisäenergia nostaa yläilmakehän lämpötilaa, laajentaa sitä ja vaikuttaa myös ilmakehän kiertoliikkeeseen ja lopulta myös sääilmiöihin.

Kasvavan aktiivisuuden myötä Auringon magneettikentällä on paremmat mahdollisuudet torjua galaktista hiukkassäteilyä, joka tunnetaan kosmisena säteilynä. Kosminen hiukkassäteily tunkeutuu ilmakehään, jossa energiset hiukkaset aiheuttavat kevyempien alkeishiukkasten vyöryn. Vain pieni osa tästä vyörystä pääsee maanpinnalle asti, joten olemme turvassa kosmisen säteilyn vaikutuksilta. Vain korkealla lentävien lentokoneiden miehistö saa kohonneita säteilyannoksia työtään tehdessään. Myös matkustajat tietysti saavat oman annoksensa, mutta he lentävät suhteellisen harvoin lentohenkilökuntaan verrattuna.

Venus

Venuksen havaitseminen etenkin iltataivaalta on helppoa. Se on yleensä niin kirkas, että planeetta ei jää huomaamatta silloin kun se on ilta- tai aamuhämärissä lähellä horisonttia. Kirkkaus johtuu kolmesta syystä:

1) Venus on tiheän ja hyvin vaalean pilvipeitteen peitossa, joten mitään yksityiskohtia siitä ei voi nähdä. Pilvet ovat rikkihappo- ja rikkidioksidipilviä noin 50 –70 km korkeudella. Ilmakehä muodostuu hiilidioksidista.

2) Venuksen koko on suunnilleen sama kuin maapallolla.

3) Venuksen ja Auringon ja Venuksen ja Maan väliset etäisyydet ovat suhteellisen lyhyitä.

Venuksella ja Merkuriuksella on samanlaiset vaiheet kuin Kuulla, joten suurimpien elongaatioiden aikaan ne ovat nähtävissä puolikkaina Auringonpuoleisen osan ollessa valaistuneena.

Venus on Aurinkokunnassamme toinen planeetta Auringosta. Venuksen halkaisija on 12`104 km (0,9488× Maan halkaisija) ja massa 0,815× Maan massa ja etäisyys Auringosta noin 108 milj. km (0,723× Maan keskietäisyys). Venuksen maksimaalinen kulmaetäisyys Auringosta (=elongaatio) on 47° ja rata on noin 3,4° kallistuneena ekliptikan (Maan ratataso) suhteen. Tästä syystä Venus voi joskus ala- tai yläkonjunktion aikaan olla heikosti näkyvissä, jos Aurinko on silloin horisontin alapuolella. Pienestä radan kaltevuudesta ekliptikan suhteen johtuu se, että Venus kulkee joskus Auringon editse. Seuraavan kerran näin tapahtuu vuonna 2117. Meidän päivinämme näin tapahtui vuonna 2004 ja vuonna 2012.

Yhteen kierrokseen Auringon ympäri Venus käyttää 224,7 vuorokautta ja pyörähdysaika itsensä ympäri on 243,01 vrk. Kaiken lisäksi hidas pyöriminen on päinvastaiseen suuntaan kuin Aurinkokunnassamme yleisesti eli Venus pyörii myötäpäivään.

Venuksen pinnalla olosuhteet ovat erittäin vaikeat, lämpötila on 470 °C ja ilmakehänpaine 92× Maan ilmakehän paine. Olosuhteet ovat niin vaikeat, että Venukseen laskeutuneiden luotaimien toiminta-aika on ollut pisimmillään noin 20 minuuttia.

Näkyminen

Venuksen pilvipeitteen yksityiskohtia voi valokuvatessa saada esille käyttämällä violettia (#47) tai sinistä (#38A) suodatinta. Molempien suodattimien ominaisuutena on, että ne ovat hyvin tummia ja vaaditaan ainakin keskikokoinen harrastajakaukoputki niitä käytettäessä. Kalliimpi vaihtoehto on käyttää UV Venus -suodinta, joka on suunniteltu nimenomaan Venuksen pilvipeitteen yksityiskohtien kuvaamiseen.

Venus näkyy vuoden alussa hyvin. Sen näkyminen alkaa jo ennen auringonlaskua ja jatkuu noin 4 tuntia auringonlaskun jälkeen, ennen kuin se itse laskee horisonttiin kello 20.09. Tammikuun puolivälissä Venuksen laskuaika on noin 5 tuntia auringonlaskun jälkeen. Helmikuun lopulla ja maaliskuussa laskuaika ei juurikaan muutu mutta illat ovat pitempään valoisia, joten havaintoaika lyhenee jonkin verran.

Venusta voi havaita myös päivällä. Tosin sen löytäminen kirkkaalta päivätaivaalta voi olla haasteellista, mutta jos käytössäsi on goto-kaukoputki, niin voit etsiä planeetan kuvakenttään helposti. Varmista kuitenkin ennen okulaariin katsomista, että kaukoputki on aivan varmasti suuntautunut Venukseen eikä Aurinkoon, jotta silmäsi ei vahingoitu tai sokeudu kokonaan.

Maaliskuussa Venus laskee iltahämärässä, kunnes alakonjunktion (23.3.) jälkeen se siirtyy aamutaivaan kohteeksi. Maaliskuun loppupuolella se nousee horisontista aamuhämärän aikaan mutta kevään kuluessa sen näkyvyysaika ennen auringonnousua lyhenee ja toukokuussa planeetta on hyvin heikosti näkyvissä muulloin kuin päivällä.

Kesä- ja heinäkuussa Venus on matalalla näkyvissä aamulla ennen auringonnousua itäisellä taivaalla lähellä horisonttia. Elokuun toisella puoliskolla sen näkyvyys paranee ja aivan kuukauden lopussa Venus nousee horisontista aamuyön ollessa vielä pimeä.

Marraskuun loppupuolella Venuksen nousuaika lähestyy auringonnousun aikaa, joten planeetan näkyminen aamuhämärässä heikkenee huomattavasti. Joulukuussa Venuksen deklinaatio on suunnilleen sama kuin Auringon, joten se ei näy sen paremmin ilta kuin aamuhärässä.

Tapahtumat

3.1. Venus ja Kuu ovat konjunktiossa kello 17.55, Venuksen ollessa 2,2° Kuusta pohjoiseen. Venuksen kirkkaus on mv= –4,3.

10.1. Venuksen suurin itäinen elongaatio 47°. Planeetta alkaa näkyä iltataivaalla ennen auringonlaskua ja on horisontin yläpuolella noin 4 tuntia auringonlaskun jälkeen.

18.1. Venus ja Saturnus ovat lähekkäin kello 19.21, Venus on 2,2° kulmaetäisyydellä Saturnuksen pohjoispuolella.

20.1. Venus ja Saturnus ovat konjunktiossa kello 7.20, Venus on 2,5° pohjoiseen Saturnuksesta.

31.1. Venus ja Neptunus ovat lähekkäin. Paras aika havaita näitä planeettoja on kello 20.21, jolloin Neptunus on 3,3° kulmaetäisyydellä Venuksen alapuolella ja oikealle.

1.2. Venus ja Kuu ovat lähekkäin. Niitä voi havaita kello 21.01, jolloin Venus 3,8° pohjoiseen Kuusta.

3.2. Venus ja Neptunus ovat konjunktiossa kello 22.05, Venus on 4,0° Neptunuksesta pohjoiseen.

5.2. Venus näkyy hyvin iltataivaalla, sen kirkkaus on mv= –4,6. Paras havaintoaika on kello 17.30 tietämillä.

1.3. Venus ja Kuu ovat konjunktiossa kello 1.28. Venus on 7,2° Kuusta pohjoiseen.

9.3. Venus ja Merkurius ovat konjunktiossa kello 12.48. Paras aika niiden havaitsemiseen kello 19.47, jolloin planeettojen välinen kulmaetäisyys on 5,5°.

23.3. Venus on alakonjunktiossa kello 3.02. Venuksen elongaatio on 8,4° Auringosta pohjoiseen. Venus alkaa näkyä aamutaivaalla.

28.3. Venus ja Kuu ovat konjunktiossa kello 16.44. Venuksen etäisyys Kuusta on 9,3° pohjoiseen.

31.3. Venus näkyy hyvin aamuhämärän aikaan kello 6.10 tienoilla. Planeetan kirkkaus on mv= -4,2 ja se näkyy noin 7° korkeudella itätaivaalla.

24.4. Venus ja Kuu ovat lähekkäin kello 6.37, Venuksen ollessa 3,1° Kuusta pohjoiseen.

24.4. Venuksen kirkkaus, mv= – 4,5, on suurin kello 8.59.

1.6. Venuksen suurin 46° läntinen elongaatio kello 6.14. Venus nousee noin 45 minuuttia ennen auringonnousua.

12.8. Venus ja Jupiter ovat konjunktiossa kello 10.41. Venus on 0,9° Jupiterin eteläpuolella. Molemmat planeetat ovat näkyvissä aamuyöllä ennen auringonnousua.

23.8. Venus näkyy hyvin aamutaivaalla. Kello 5.10 se on koillisessa 18° korkeudella ja kirkkaus on mv= –4,0.

12.8. Venus ja Jupiter ovat toposentrisessä (havaitsijakeskeisesti) konjunktiossa kello 8.30 ja niiden välinen kulmaetäisyys on 0,9°. Venus ehkä päivätaivaalta näkyisikin (mv= –3,9) mutta Jupiter on aivan liian himmeä (mv= –1,8) näkyäkseen.

20.8. Venus ja Kuun ovat konjunktiossa kello 15.27 ja niiden välinen kulmaetäisyys on 3,9°. Elongaatio on 33° W, joten ainakin paljain silmin kohteiden näkeminen ei ole mahdollista.

19.9. Kuu peittää Venuksen. Ensimmäinen kontakti on kello 14.57.38, toinen kello 14.58.08. Tämän jälkeen Venus on Kuun takana, kunnes kolmas kontakti on kello 16.00.27 ja neljäs kontakti kello 16.00.55 tuo sen jälleen näkyville. Peittyminen tapahtuu Kuun valoisalla reunalla (vasen) ja esiintulo pimeällä reunalla (oikea). Tästä syystä kaukoputki on syytä suunnata ja lukita Venukseen eikä Kuuhun (valoisan sirpin osuus on noin 5 %), sillä varsinkin kolmannen kontaktin näkemien voi olla vaikeaa muulla tavalla kaukoputkea käytettäessä.

19.10. Venus ja Kuu ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 21.26, jolloin molemmat kohteet ovat horisontin alapuolella.

19.11. Venus ja Kuu ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 6.49, jolloin molemmat kohteet ovat horisontin alapuolella. Venus nousee kello 7.25 aamuhämärälle taivaalle kaakon suunnalla.

25.11. Venus ja Merkurius ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 3.52, jolloin molemmat planeetat ovat vielä horisontin alapuolella.

19.12. Venus ja Kuu ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 18.19, jolloin molemmat kohteet ovat horisontin alapuolella.

Mars

Mars on järjestyksessä neljäs planeetta Auringosta. Se on samalla lähimmäksi Maata tuleva planeetta silloin, kun se on perihelioppositiossa. Periheli on planeettojen ratojen Aurinkoa lähinnä oleva piste ja oppositio puolestaan kertoo planeetan sijaintia taivaalla Auringon suhteen, kun niitä katsotaan maapallolta. Marsin periheliopposition sattuessa heinä- syyskuuna aikana, etäisyys on silloin lyhyin. Seuraavan kerran näin tapahtuu 16.syyskuuta 2036, jolloin etäisyys on vain 57,1 milj.km.

Perihelioppositiot toistuvat 15 – 18 vuoden välein. Periheliopposition aika on edullinen Marsin havaitsijoille. Planeetta näkyy meille silloin jopa 25 kaarisekunnin kokoisena ja sen pinnalta on silloin mahdollista havaita joitakin yksityiskohtia. Muina aikoina Mars näkyy huomattavasti pienempänä ja apheliopposition aikaa se näkyy vain 3,5 kaarisekunnin kokoisena. Marsin suurin etäisyys Maasta on 30.11.2025 362,6 milj.km ja se näkyy meille vain 3,9 kaarisekunnin kokoisena.

Marsin keskietäisyys Auringosta on 227,9 milj.km (1,523 au), ja kiertoaika 687 vuorokautta. Mars pyörähtää itsensä ympäri 1,03 vuorokaudessa (24 h 37 m 23 s). Koko planeetalla on vain 6 792 km (0,523 ×´Maan halkaisija) ja massa vain 0,105× Maan massaa.

Marsin ilmakehän tiheys on noin 1 % Maan ilmakehän tiheydestä. Se koostuu suurimmaksi osaksi hiilidioksidista (95 %) ja sen lisäksi siellä on typpeä ja argonia. Ilmakehässä on hyvin vähän ja vaihtelevasti vesihöyryä, jotka muodostavat sopivissa olosuhteissa pilvisyyttä. Pintalämpötila vaihtelee –140 °C ja +20 °C välillä.

Marsin erityispiirre on silloin tällöin toistuvat koko planeetan kattavat pölymyrskyt. Niitä esiintyy etenkin eteläisen pallonpuoliskon kesän aikana, kun planeetta on lähellä periheliään. Pölymyrsky saattaa kestää useita viikkoja tai kuukausia, mutta lämpötilaerojen kadotessa myös pölymyrsky laantuu ja ilmakehän läpinäkyvyys palautuu. Tänä vuonna pölymyrskyjä tuskin nähdään.

Marsilla on kaksi hyvin pientä kuuta, jotka ei kuitenkaan harrastajien välineillä näy.

Näkyminen

Mars on koko kevätkauden horisontin yläpuolella iltahämärästä aamuhämärään. Se on etelässä aamulla kello 2 aikoihin. Kuukausien kuluessa sen näkyvyysaika kuitenkin lyhenee, sitä mukaa kuin yö ja hämäräkin lyhenevät. Planeetan kirkkaus on suurin tammikuussa (mv= –1,38) opposition aikaan ja se himmenee ajan kuluessa. Kirkkaus mv= 0 se saavuttaa 11.3. ja himmeneminen jatkuu edelleen. Toukokuun 5. päivänä Marsin kirkkaus on mv= 1 ja heinäkuussa se on mv=1,5. Kesäkuun jälkeen Marsia ei juurikaan nähdä, sillä se siirtyy kesän aikana päivätaivaalle.

Vaikka Mars on vuoden alussa hyvin kirkas, sen näennäinen koko on lähes aina hyvin pieni. Näennäinen koko vaihtelee sen mukaan, kuinka etäällä planeetta on maapallosta. Tammikuussa me näemme sen 14,3 kaarisekunnin (”) kokoisena.  Helmikuussa se on 13,7”, maaliskuussa 10,8”, huhtikuussa 8,2” ja kesäkuussa 6,6 kaarisekuntia.

Mars pyörähtää itsensä ympäri hieman yli vuorokaudessa. Näin ollen, jos katsot sitä perättäisinä iltoina tai öinä samaan aikaan, näet Marsista suunnilleen samat pinnanmuodot. Eri pinnanmuotoja nähdäksesi, täytyy havaintoaikaa siirtää eri kellonaikaan tai tehdä havainnot useamman vuorokauden välein.

Tapahtumat

14.1. Mars ja Kuu ovat lähekkäin kello 5.48, kulmaetäisyys on vain 0,6°. Ne näkyvät hyvin lännessä, noin 25° korkeudella.

16.1. Mars on oppositiossa kello 18.47 ja näkyy Kaksosten Pollux-tähden vasemmalla puolella.

9.2. Mars peittyy Kuun taakse. Ensimmäinen kontakti on kello 21.14.58, toinen kello 21.16.10. Kuu siirtyy Marsin edestä pois siten, että kolmas kontakti on kello 21.41.07 ja neljäskontakti kello 21.42.18. Kohteet näkyvät kaakkoisella taivaalla. Peittyminen tapahtuu Kuun pimeällä reunalla. Suuntaa kaukoputkesi Marsiin, sillä peittyminen on suhteellisen nopea, vain reilun minuutin mittainen. Vastaavasti myös esille tuleminen on yhtä pitkä tapahtuma, joten sen havaitsemisessa kaukoputki täytyy olla edelleen suunnattuna Marsiin.

9.3. Marsin ja Kuun toposentrinen konjunktio kello 4.55, jolloin kulmaetäisyys on vain 0,8°, Mars on Kuusta alas vasemmalle.

5.4. Marsin ja Kuun toposentrinen konjunktio kello 22.49., jolloin kulmaetäisyys on 1,4°, Mars on Kuusta alas vasemmalle.

17.4. Marsin koko vuoden paras iltanäkyminen. Se sijaitsee Kravun ja Kaksosten välissä ja on kirkkaudeltaan mv = 0,7. Se on siis hyvin havaittavissa jopa paljain silmin. Se on selvästi punertava verrattuna tähtiin.

4.5. Marsin ja Kuun toposentrinen konjunktio kello 3.13., jolloin kulmaetäisyys on 1,0°, Mars on Kuusta etelään (alas).

Jupiter

Juopiterin Suuri punainen pilkku on tunnettu jo 1600-luvulta asti. Giovanni Cassini havaitsi sitä 1660-luvulla. Myös Robert Hooke havaitsi pilkkua samoihin aikoihin ja vilkasta keskustelua on käyty siitä, kumpi herroista varsinaisesti löysi sen. Ensimmäiset varman piirroshavainnon teki Heinrich Schwabe vuonna 1831. Viime vuonna julkaistun tutkimuksen mukaan Gassinin ja Hooken havaitsema punainen pilkku ei ehkä olekaan sama mistä Schwabe ja myöhemmät tutkijat ovat havaintoja tehneet.

Pienellä kaukoputkella tai jopa kiikarilla on helppo nähdä Jupiterin neljä suurinta kuuta. Ensimmäisen niistä havaintoja teki Galileo Galilei vuonna 1610. Simon Marius havaitsi kuut mutta tietämättä Galileon havainnoista vuonna 1614. Marius nimesi kuut, jotka ovat Io, Europa, Ganymede ja Callisto sisimmästä kiertoradasta alkaen. Nämä nimet ovat nyt kuiden viralliset nimet.

Näkyminen

Vuoden alussa Jupiter on näkyvissä koko yön. Tammikuun puolivälissä se ylittää etelämeridiaanin kello 21.25 ja on silloin noin 50 asteen korkeudella. Kirkkaus on mv= –2,5 ja me näemme sen 46,6 kaarisekunnin kokoisena.

Meridiaanin ylitysaika siirtyy kohti iltaa parisen tuntia kuukaudessa. Helmikuussa (15.2) meridiaanin ylitys tapahtuu kello 19.21, maaliskuussa 17,40, huhtikuussa 16.59 ja toukokuussa 15.26. Meridiaanin ylitys tapahtuu suunnilleen samalla korkeudella ja Jupiterin kirkkaus himmenee vain vähän. Sen sijaan kevään kuluessa Jupiterin näennäinen koko pienenee jonkin verran ollen toukokuussa vain 32,9 kaarisekuntia.

Juppiterin laskuaina siirtyy kevätkaudella aamusta aina vain aikaisemmaksi, helmikuussa se tapahtuu aamuyöllä kello 4.36, maaliskuussa kello 3.01, huhtikuussa 2.27 ja toukokuussa 1.01.

Elokuussa Jupiter ilmaantuu aamutaivaalle nousuajan siirtyessä aina vain aikaisemmaksi. Syyskuussa Jupiter nousee horisontista kello 23.54, lokakuussa 22.18, marraskuussa 19.23 ja joulukuussa 17.12.

Alkuvuodesta ja loppuvuodesta Jupiter näkyy kaikkein kookkaimpana. Sen edellinen oppositio oli 7.12.2024 ja seuraava 10.1.2026, joten tammi-helmikuu ja marras-joulukuu on parasta aikaa Jupiterin havaitsemiseen. Jupiterin koko on silloin noin 45 kaarisekuntia, joten jo pienellä suurennuksella sen pinnalta voi nähdä yksityiskohtia kuten ekvaattorivyöt ja suuri punainen pilkku.

Kaikki tässä annetut aikatiedot ovat kunkin kuukauden 15. päivän tietoja ja Tampereen horisontin mukaan laskettuja.

Tapahtumat

11.1. Jupiterin ja Kuun toposentrinen konjunktio kello 00.01, kohteiden välinen kulmaetäisyys on 4,8°.

14.10. Jupiterin ja Kuun toposentrinen konjunktio kello 02.49, kohteiden välinen kulmaetäisyys on 3,5°.

Jupiterin ja Kuun välisi toposentrisiä konjunktioita tapahtuu joka kuukausi, mutta ne eivät ole näkyvissä joko sen vuoksi, että ne tapahtuvat päivällä tai molemmat kohteet ovat horisontin alapuolella.

Saturnus

Saturnus on Aurinkokuntamme kuudes ja kooltaan se on toiseksi suurin planeetta. Sitä pidetään toisena kaasujättiläisenä Jupiterin lisäksi. Planeetalla ei ole kiinteää pintaa, vaan ilmakehä muuttuu alaspäin mentäessä aina vain tiheämmäksi, kunnes vety on nestettä. Nestemäisen vedyn alapuolella on kerros nesteheliumia ja metallista vetyä, aivan planeetan ytimessä saattaa olla raudasta ja nikkelistä sekä silikaateista koostuva ydin.

Saturnuksen ekvaattorin halkaisija on 120 536 km, joka vastaa noin 9 kertaa maapallon halkaisija. Planeetta pyörii itsensä ympäri hyvin nopeasti (10 h 14 m), joten se on myös navoiltaan litistynyt. Napojen suuntainen halkaisija on 108 728 km, joten litistyneisyys on liki 10 %. Vielä yksi kummallisuus lisää: planeetan keskitiheys on vain 620 kg/m3 (veden tiheys on 1 000 kg/m3). Saturnus onkin ainoa planeetta, jonka keskitiheys on näin vähäinen.

Saturnuksen keskietäisyys Auringosta on 1 426,7 milj. km ja sen rata on likimain pyöreä. Yhteen kierrokseen planeetta käyttää 29,44 vuotta. Radan kaltevuus ekliptikan suhteen on vain 2,49°.

Planeetan ilmakehä koostuu vedystä (n. 96,3 %) ja heliumista (n. 3,25 %). Näiden lisäksi ilmakehästä on havaittu pieniä määriä ammoniumia, asetyleeniä, etaania, propaania, fosfiinia ja metaania.

Lämpötila pilvipeitteen yläosassa on noin 95 K (–178 °C).

Saturnuksen ilmakehän yläosassa on näkyvä pilvikerros (ammoniumkiteitä ja ammoniumvetysulfiittia sekä vettä). Auringonsäteily aiheuttaa ilmakehässä myös fotolyysin, jonka seurauksena metaanista syntyy monimutkaisempia hiilivetyjä. Ilmakehän rakenne on siis hyvin monikerroksinen ja se on hyvin dynaaminen. Kaukoputkella katsottuna näemme jonkin verran eri tummuisia vöitä ja silloin tällöin myös myrskyjä. Vyöt eivät kuitenkaan ole aivan yhtä näkyviä kuin Jupiterilla.

Saturnuksen renkaat

Saturnuksen renkaat ovat ihmetyttänyt niiden ensimmäisistä havainnoista alkaen. Ensimmäisen tiettävästi ne näki Galileo Galilei vuonna 1610. Itserankentamallaan ensimmäisellä kaukoputkella erotuskyky ei ollut mitenkään erinomainen, joten renkaat näyttivät Galileon silmissä omituisilta korvakkeilta. Tämä ilmenee Galileon kirjeestä Toscanan herttualle, johon hän oli piirtänyt havaintonsa. Vasta vuonna 1655 Christian Huygens kuvaili niitä kiekoksi. Giovanni Cassini päätteli, että renkaat koostuivat useista pienistä renkaista vuonna 1675 mutta vasta 1859 James Clerk Maxwell pystyi osoittamaan, että renkaiden täyty koostua pienistä hiukkasista.

Nykyisin tiedämme, että renkaat koostuvat enimmäkseen hyvin pienistä jää- ja silikaattihiukkasista. Renkaiden joukossa on joitakin hieman isompia kappaleita, jotka gravitaatiollaan ylläpitävät renkaiden havaittua rakennetta. Renkaiden paksuus on pieni, tämän hetken arvioiden mukaan noin 10 metriä.

Olemme jo usean vuoden ajan nähneet Saturnuksen renkaat niiden pohjoispuolelta ja ne ovat olleet suhteellisen avoimet. Avoimuus on vähentynyt viime vuosina ja tänä vuonna maaliskuun 20. – 25. päivinä katsomme niitä aivan säteen suunnassa. Tällöin renkaat näyttävät katoavan, sillä niiden paksuus on vain kymmenkunta metriä. Tämän jälkeen näemme renkaat eteläpuolelta. Erityisen mielenkiintoinen tilanne syntyy vielä marraskuussa, jolloin renkaat näyttävät kapenevan päivä päivältä. Näyttää siltä, että renkaat katoaisivat uudelleen. Tällä kertaa niin ei kuitenkaan käy, sillä kapeneminen pysähtyy ja kääntyy levenemiseksi juuri ennen kuin näemme renkaat aivan sivulta.

Renkaiden oudon tuntuinen käyttäytyminen saa selityksensä niiden kaltevuuskulmasta maapallon radan suuntaan nähden. Saturnuksen pyörimisakseli on kallistunut 26,7° kiertoratansa kohtisuorasta. Renkaat puolestaan ovat Saturnuksen ekvaattoritasossa. Tästä asetelmasta siis johtuu se, että näemme renkaat enemmän (26,7°) tai jopa ei lainkaan (0°) kallistuneina. Jokaisella kierroksen Auringon ympäri, Saturnus joutuu kahdesti sellaiseen asentoon, jolloin näemme renkaat täysin sivulta keskimäärin hieman alle 15 vuoden välein.

Kaiken lisäksi renkaiden avautumiskulma painuu nollaan sarjoittain, jossa yksi sarja on 3 kertainen (joskus kaksinkertainen) ja kerran tapahtuva. Tänä vuonna tapahtuva renkaiden näkyminen sivulta on siis vain kerran tapahtuva. Seuraavan kerran kolmen sarja alkaa 14. lokakuuta 2038, jatkuu 31.3.2039 ja päättyy heinäkuun 8. päivänä vuonna 2039. Sen jälkeen 30 vuoden kuluttua on vuorossa kaksinkertainen renkaiden katoaminen.

Renkaiden alkuperä on tuntematon. Useita erilaisia teorioita on esitetty, mutta useimmat niistä pyrkivät selittämään renkaiden alkuperäksi kahden kuun törmäyksessä tai sarjan törmäyksiä. Osa sisemmistä renkaista ovat tummempia kuin uloimmat renkaat, ja se saattaa selittyä usealla, eri aikoina sattuneilla törmäyksillä. Kirkkausero saattaa johtua myös erilaisesta, ehkä enemmän orgaanista tai silikaattiaineksesta uloimpiin renkaisiin verrattuna. Renkaita on useampia kuin mitä pystymme kaukoputkella havaitsemaan. Luotaimilla on löydetty hyvin himmeitä renkaita näkyvien renkaiden ulkopuolelta. Myös näiden renkaiden olemassaolo täytyisi pystyä selittämään.

Saturnuksen kuut

Saturnuksella on 146 tunnettua kuuta ja näiden lisäksi numeroimattomia pieniä kappaleita, jotka kiertävät renkaiden joukossa. Näiden lisäksi sillä on satoja muita satelliitteja, joiden ratoja ei tarkasti tunnetta. Tässä joukossa on varmasti useita sellaisia satelliitteja, jotka määritellään tulevaisuudessa kuiksi, kunhan niiden radat ja ominaisuudet saadaan havaintojen myötä tarkemmiksi. Näistä kuista 63 on nimetty, ja loput ovat saanet vain luettelotunnuksen.

Saturnuksen suurimman kuun, Titanin, näkeminen kaukoputkella on täysin mahdollista. Sen kirkkaus on mv= 8,7, joten sen näkemiseen ei tarvita edes kovin isoa kaukoputkea. Tavallisesti kuitenkin Saturnus ja sen renkaat vievät havaitsijan huomion, joten pieni piste (Ø = 0,8”) suhteellisen etäällä Saturnuksesta ei juurikaan kiinnitä huomiota, ellei sitä erityisesti etsi.

Havaitseminen

Alkuvuodesta Saturnus ei ole näkyvissä yötaivaalla, sillä se nousee horisontin yläpuolelle auringonnousun jälkeen. Kesäkuussa se nousee aamulla parisen tuntia ennen auringonnousua, mutta sitä on käytännössä mahdoton nähdä vaalealta itätaivaalta. Heinäkuussa planeetta nousee jo tunnin verran auringonlaskun jälkeen mutta taivas on edelleen liian vaalea, jotta siitä pystyttäisiin tekemään havaintoja.

Elokuussa Saturnus nousee auringonlaskun aikaan ja on jo selvästi paremmin havaittavissa kuin aikaisempina kuukausina. Etelämeridiaan Saturnus ylittää kello 3.54 noin 27° korkeudessa. Saturnuksen kirkkaus ei ole suuren suuri, vain mv= 0,75, joten se on hyvin havaittavissa vasta elokuun loppupuolella. Syyskuussa planeetta nousee jo hieman ennen auringonlaskua ja laskee horisonttiin auringonnousun aikoihin. Samaan tapaan sitten sen näkyminen on koko syyskauden, laskuaika kuitenkin siirtyy varhemmaksi, marraskuussa se on kello 2.05 aikoihin. Joulukuussa se tapahtuu jälleen pari tuntia aikaisemmin kello 00.08.

Saturnuksen näennäinen koko vaihtelee vuoden aikana hyvin vähän. Alkuvuodesta se on 16,3 kaarisekuntia ja suurimmillaan se on syyskuun 23. päivänä, jolloin on Saturnuksen oppositio. Silloin näemme sen 19,4” kokoisena.

Tapahtumat 

4.1. Kuu peittää Saturnuksen, ensimmäinen kontakti on kello 19.37.10, toinen kontakti kello 19.37.40, jonka jälkeen Saturnus on Kuun takana. Esiintulo tapahtuu siten, että kolmas kontakti on kello 20.38.27 ja neljäskontakti kello 20.38.56. Peittyminen ja esilletulo kestää siis noin puoli minuuttia. Esilletulo tapahtuu hyvin matalalla, sillä Saturnus laskee horisonttiin kello 20.50.

21.9. Saturnus on oppositiossa kello 08.33. Saturnuksen kirkkaus on mv=0,57 ja näennäinen koko 19,4 kaarisekuntia. Saturnuksen renkaat ovat hyvin kapeat, sillä näemme ne hyvin viistosti niiden pohjoispuolelta.

6.10. Saturnus ja Kuu ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 3.30, niiden välinen kulmaetäisyys 2,5°. Saturnuksen kirkkaus on mv=0,64 ja kulmahalkaisija 19,4”.

Uranus

Uranus on Aurinkokuntamme seitsemäs planeetta. Samalla se on uloin paljain silmin näkyvä, vaikkakin sen voi nähdä vain täysin pimeässä, valosaasteettomassa ympäristössä. Se on luokiteltu jääjättiläiseksi, onhan se Aurinkokuntamme neljänneksi massiivisin planeetta. Uranuksen halkaisija on noin 4 kertaa maapallon halkaisija. Planeetan löysi William Herschel vuonna 1781.

Uranuksen sisäinen rakenne on suhteellisen yksinkertainen nykytietämyksen mukaan. Sen ytimessä on ilmeisesti silikaateista muodostunut ydin ja sen yläpuolella syvä vedestä ja ammoniakista muodostunut meri. Meren yläpuolella on paksukerros molekyylistä vetyä ja aivan pinnalla pilvikerrokset. Kiinteätä pintaa planeetalle ei ole. Vaikka planeetta on luokiteltu jääjättiläiseksi niin jäitä ei kuitenkaan ole. Nimitys viittaa siihen, että se on syntynyt sellaisella Aurinkokunnan alueella, jossa vesi ja helposti haihtuvat kaasut muodostivat jäätä.

Uranuksen pyörimisakselin on kallistunut ratatason kohtisuorasta peräti 97,86 astetta. Toisin sanoen planeetan pyörimisakseli on lähes ratatason suuntainen. Tähän outoon asentoon Uranus on ilmeisesti joutunut kahden isohkon asteroidin törmäyksen johdosta. Useita muitakin teorioita on esitetty ja täyttä varmuutta kallistumisen syystä ei ole. Uranus pyörähtää itsensä ympäri ajassa 17 h 14 m.

Uranuksen keskietäisyys Auringosta on 19,19 au (n. 2 870 972 200 km) ja radan soikeudesta johtuen vaihteluväli on 18,38 – 20,08 au. Yhteen kierrokseen planeetalta kuluu aikaa 84 vuotta 3 vrk 15,66 h. Kiertoaika on niin pitkä, että perättäisten vuosien oppositioiden aika siirtyy eteenpäin vain noin 5 vuorokaudella.

Planeetta koostuu vedystä (83%), heliumista (15 %), metaanista (1,99 %) ja muista kaasuista kuten hiilivedyistä ja hiilidioksidista. Ilmakehän alin lämpötila on noin 49 K (–224 °C) ja ylin lämpötila on kymmenen astetta lämpimämpi. Ilmakehässä on näkyvissä hyvin huonosti näkyviä yksityiskohtia lähinnä napa-alueilla. Ilmakehän yläosassa koko planeetan kattavasti on kuitenkin Cirrus-pilviä, jotka häivyttävät esimerkiksi metaani- ja vetysulfidipilvien näkymisen. Luotaimista tehtyjen havaintojen perusteella Uranusta kiertää kymmenkunta pilvinauhaa. Maasta havaittuna Uranus näyttää sinivihreältä levyltä, jossa ei näy mitään yksityiskohtia.

Uranuksella on kaikkiaan 27 tunnettua kuuta. Viimeisimmät näistä löydettiin vuonna 2003. Viimeisimmät 1990-luvulla ja sen jälkeen löydetyt kuut ovat todennäköisesti Uranuksen kaappaamia asteroideja, sillä niiden radat ovat epäsäännöllisiä ja kiertosuunta yleistä kiertosuuntaa vastaan. Näitä pieniä kuita tultaneen tulevaisuudessakin löytämään lisää, kunhan luotaimia saadaan lisää havaitsemaa järjestelmää, tai havaintotarkuutta saadaan lisää uusien isojen kaukoputkien myötä.

Uranuksella on myös heikot renkaat, mutta niitä ei maapallolta pystytä havaitsemaan.

Havaitseminen

Uranus on vuoden alussa näkyvissä iltapimeästä aamupuolelle yötä. Se laskee horisonttiin pari tuntia ennen hämärän alkamista. Laskuaika siirtyy kevään kuluessa varhemmaksi ja maaliskuussa se tapahtuu jo noin kello 1.00 tietämillä. Sen voi vielä havaita huhtikuun alkupuolella pimeältä taivaalta mutta toukokuussa taivas on jo sen verran valoisa, että himmeä planeetta ei taivaalta erotu. Syyskuusta alkaen vuoden loppuun Uranus on näkyvissä koko pimeän yön ajan.

Vaikka Uranus on havaittavissa paljain silmin pimeältä taivaalta, niin se on helpompi löytää kiikareilla. Kiikarit näyttävät sen sinivihreänä kiekkona, jonka näennäinen koko on noin 4 kaarisekuntia. Etsinnässä täytyy käyttää yksityiskohtaista tähtikarttaa apuna. Goto-ohjattu kaukoputki on aina tehokas tapa saada Uranus kaukoputken kuvakenttään, jopa silloin kun teet havaintoja jonkin verran valosaasteisella alueella. Alla olevassa listassa on joukko toposentrisiä konjunktioita. Silloin Kuu ja Uranus ovat lähekkäin, kulmaerotus on joitakin asteita. Tällöin Uranus on helppo löytää esimerkiksi kiikarilla. Se erottuu tähdistä helposti, sillä se näkyy hyvin pienenä sinivihreänä levynä.

Tapahtumat

5.2. Uranus ja Kuu ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 21.11, niiden keskinäinen kulmaetäisyys on 3,8°. Uranus on Kuusta alas ja vasemmalle.

13.9. Uranus ja Kuu ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 03.03, niiden keskinäinen kulmaetäisyys on 4,5°. Uranus on Kuusta alas ja hieman oikealle

6.11. Uranus ja Kuu ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 17.26, niiden keskinäinen kulmaetäisyys on 4,0°. Uranus on Kuusta alas ja hieman oikealle. Tapahtuma-aikaan on kuitenkin hämärää ja Uranuksen näkyminen ei ole todennäköistä. Kuu sentään näkyy.

4.12. Uranus ja Kuu ovat toposentrisessä konjunktiossa kello 03.07, niiden keskinäinen kulmaetäisyys on 4,3°. Uranus on Kuusta alas ja vasemmalle.

Uranuksen toposentriset konjunktiot Kuun kanssa toistuvat joka kuukausi, mutta muut kuin listatut, tapahtuvat sellaiseen aikaan, että kohteet eivät ole näkyvissä. Uranus voi olla konjunktiossa toisen planeetan kanssa silloin tällöin. Tänä vuonna se tapahtuu kerran: 10.7. Venus kello 15.45., siis päivällä ja silloin Uranusta on mahdoton havaita, vaikka Venus näkyisikin.

Ilmakehän ilmiöt

Revontulet

Vuoden 2024 aikana revontulien määrä ja voimakkuus lisääntyy. Ennusteiden mukaan auringonpilkkujakson maksimi saavutettaisiin vuoden 2024 aikana. Revontulet aiheutuvat usein koronamassapurkauksen synnyttämän pilven törmäämisestä maapallon magneettikenttään.  Näitä koronamassapurkauksia tapahtuu runsaasti Auringon aktiivisuuden ollessa huipussaan, joten jokainen selkeä yö on mahdollinen revontuliyö Tampereen leveydelläkin. Tampereen Ursa julkaisee revontuliennusteita Revontulet-blogissa.

Meteoriparvet

Vuosittain nähdään lukuisia meteoriparvia, jotka tuottavat taustakohinaa runsaammin valoilmiöitä, joita kutsutaan meteoreiksi. Meteorit aiheutuvat maapallon ilmakehään avaruudesta syöksyvistä pienistä kiven ja jään kappaleista, jotka ovat irronneet komeetoista niiden kulkiessa Aurinkokunnan sisäosien kautta. Suurin osa tästä materiaalista on hyvin pieniä kappaleita, joita yleensä verrataan riisinjyvään, mutta joukossa voi olla hieman isompiakin kappaleita. Meteoriparviin ei kuitenkaan yleensä sisälly niin suuria kappaleita, että ne voisivat aiheuttaa ns. tulipallon tai kirkkaan bolidin.

Alla on lueteltu muutamia, runsaimmin meteoreja tuottavia meteorisateita. ZHR on ns. tuntiluku ja se kuvaa meteorisateen runsautta, mitä suurempi luku sitä enemmän meteoreja maksimin aikaan voi nähdä. Luku ei kuitenkaan kerro sitä meteorien määrää mitä yksittäinen havaitsija voi nähdä, sillä ZHR on puhtaasti laskennallinen arvo. Parvien runsaus vaihtelee vuosittain, joten meteorien määrän ennakoiminen on vaikeaa. Esimerkiksi Leonidien tavanomainen ZHR-luku on noin 20, mutta joinakin vuosina se voi kohota hyvinkin suureksi. Aktiivisuus kertoo, milloin parveen kuuluvia meteoreja on mahdollista havaita.

kvandrantidit 28.12. – 12.1., maksimi 4.1. , ZHR 110. Parvi on hyvin runsas ja siihen kuuluvat meteorit ovat suhteellisen nopeita.

perseidit 17.7. – 24.8., maksimi 12.8., ZHR 100. Parvi on runsas mutta elokuun lyhyt yö rajoittaa parveen kuuluvien meteorien näkyvyyttä.

orionidit 2.10. – 7.11., maksimi 21.10., ZHR 23

leonidit 14.11. – 21.11., maksimi 17.11., ZHR >20. Parvi saattaa olla noin 33 vuoden välein hyvin runsas.

geminidit 7.12. – 17.12., maksimi 14.12., ZHR 120.

Satunnaiset meteorit ja tulipallot

Melkein jokaisena selkeänä yönä voi nähdä yhden tai useamman meteorin. Tavallisesti niiden kesto on noin yhdestä kahteen sekuntia, jonka jälkeen ne katoavat. Nämä meteorit aiheutuvat maapallon ilmakehään avaruudesta tulevista kappaleista, jotka ovat suunnilleen samankokoisia kuin mitä ovat meteoriparveen komeetoista irronneita pöly ja hieno sora. Joskus kuitenkin nämä kappaleet voivat olla isompia ja niiden aiheuttamat meteorit ovat kirkkaampia ja pitempikestoisia.

Kaikkein kirkkaimpia meteoreja kutsutaan tulipalloiksi, sillä niiden kirkkain vaihe, bolidi, on todella kirkas. Näiden meteorien kirkkaus ylittää Venuksen kirkkauden, siis on enemmän kuin –4m, kesto voi olla muutamasta sekunnista jopa puoleen minuuttiin. 

Kaikkein suurimmista tulipalloista putoaa kappaleita maanpinnalle. Jos tuleva kappale säilyy ehyenä ilmakehässä hyvin matalalle, niin sen aiheuttama jyrinä on mahdollista kuulla. Näin tapahtuu tosi harvoin, mutta kirkkaan bolidin jälkeen kannattaa kiinnittää huomiota muutaman minuutin kuluttua mahdollisesti kuuluvaan jyrinään.

Ursan tulipallotyöryhmä jäljittää havaintojen perusteella ilmakehään saapuneen kappaleen ratoja ja pyrkii laskemaan mahdollisen putoamispaikan. Usein tämä onkin onnistunut ja lasketulta putoamispaikalta on löydetty joitakin avaruudesta tulleita kappaleita, meteoriitteja.

Hohtavat yöpilvet

Hohtavat yöpilvet ovat kesäinen ilmiö ja Tampereella niiden näkymisen mahdollisuus on noin heinäkuun 15. päivän jälkeen noin kuukausi eteenpäin. Pilvet näkyvät suhteellisen matalalla pohjoistaivaalla valkoisina tai sinertävinä ja niillä on kuitumainen rakenne. Paras kellonaika niiden näkemiseen on yön pimeimpinä hetkinä, vaikkakin ensimmäiset pilvet voivat ilmaantua näkyville noin tunti auringonlaskun jälkeen.

Hohtavat yöpilvet ovat jääkidepilviä noin 80 – 90 km korkeudella. Pilvet näkyvät, kun Aurinko valaisee niitä. Pilvet liikkuvat hitaasti idästä länteen. Jotta pilvet näkyisivät, Auringon täytyy olla vähintään 6 astetta horisontin alapuolella. Yöpilviä voi nähdä Tampereen eteläpuolella koko kesän ajan, sillä kausi alkaa yleensä toukokuussa ja päättyy elokuun loppupuolella. Oulun pohjoispuolella yöpilviä ei yleensä nähdä.

Hohtavien yöpilvien määrä ja voimakkuus vaihtelee vuosittain. Esimerkiksi vuoden 2020 lopulla (kevät) Etelämantereen yläpuolella näkyneiden yöpilvien määrä suorastaan romahti aikaisempiin vuosiin verrattuna. 

Helmiäispilvet

Talvikausina, etenkin tammi–helmikuussa, joskus myös maaliskuussa voidaan nähdä helmiäispilviksi (PSC, Polar Stratospheric Clouds) kutsuttuja pilviä. Nimi kertoo pilvien hohtavan jossain määrin pastelliväreissä, muistuttaen värisävyiltään simpukoiden helmiäistä. Pilvet ovat noin 15 – 30 km korkeudella ja näkyvät Auringon valaistessa niitä auringonlaskun jälkeen. 

Pilvien jääkiteet, jotka ovat hyvin pieniä (Ø < 10 µm), toimivat prisman tavoin erotellen valkoisen valon värit näkyviin. Pastellisävyisten pilvien jääkiteet muodostuvat vesijäästä. Starosfäärissä on lisäksi rikkihaposta ja typpihaposta sekä klooriyhdisteistä muodostuneita pilviä (bad PSC), jotka näkyvä yleensä keltaisena utuna. Pilvissä olevat klooriyhdisteet aiheuttavat otsonikatoa. 

Pilvet yleistyvät pohjoiseen mentäessä ja esimerkiksi Etelä-Suomessa ne ovat harvinaisia. Erityisesti pohjoisessa läheisten Skandien vuoristo synnyttää sopivissa sääolosuhteissa voimakkaita ilmavirtauksia, jotka ulottuvat stratosfääriin asti. Tällöin riittävästi kosteutta siirtyy oikealle korkeudelle ja helmiäispilvien muodostuminen on mahdollista.

Lentokoneiden tiivistymisvanat

Riippumatta vuodenajasta Tampereella voidaan nähdä lentokoneiden tiivistymisvanoja. Yleensä auringonlaskun jälkeen Aurinko vielä valaisee itse lentokoneen ja sen aikaansaaman tiivistymisvanan. Koska auringonvalo kulkee pitkän matkan ilmakehässä, siitä siroaa lyhyet aallonpituudet pois ja tiivistymisvanan valaiseva valo on väriltään punaista. Näky on selkeänä talvi-iltana erityisen hätkähdyttävä, saaden katsojansa uskomaan jonkinlaisen onnettomuuden tapahtuneen. Todellisuudessa mitään onnettomuutta ei ole tapahtunut vaan kyse on hyvin tavanomaisesta näystä, mutta johon kiinnitetään harvoin mitään huomiota.

Maapallon varjo

Etenkin auringonlaskun mutta myös auringonnousun aikaan ja sen jälkeen auringonpuoleinen taivas horisontin lähellä voi olla hyvinkin monivärinen. Sitä kutsutaan yleisesti ilta- tai aamuruskoksi, riippuen siitä kummasta tapahtumasta on kyse. Usein sitä ihastellaan mutta samalla vastakkaisella suunnalla taivaalla voidaan nähdä vähintään yhtä mielenkiintoisia väri-ilmiöitä, joita kutsutaan vastaruskoksi. 

Samaan aikaan vastaruskon kanssa läheltä horisonttia voi nähdä maapallon varjon, joka kohoaa sitä korkeammalla taivaalle mitä alemmaksi Aurinko painuu horisontin alapuolella. Aamulla varjo tietysti laskee. Reilun tunnin kuluttua auringonlaskusta vastarusko ja maapallon varjo hiipuvat ja vaihtuvat hieman ei-niin selviin väri-ilmiöihin samalla kun hämärä voimistuu ja pimeys lähenee.

Maapallon varjo on helppo tunnistaa sen siniharmaasta väristä. Heti auringonlaskun jälkeen siniharmaa alue on hyvin kapea aivan horisontin yläpuolella mutta illan kuluessa sen korkeus kasvaa. Auringon ollessa noin 4 astetta horisontin alapuolella, maapallon varjon raja vastaruskon kanssa on selvin. Tämä tapahtuu havaintopaikan ja vuoden ajasta riippuen noin 25 – 50 minuuttia auringonlaskun jälkeen tai nousua ennen. Vaikka yleispiirteet vastaruskolle ja maanvarjolle ovat samat, niin eri vuodenaikoina ilmiöt voivat olla huomattavan erilaisia, joka tekee ilmiöiden tarkkailusta mielenkiintoista kaikkina vuoden aikoina.

Sininen hetki (sininen tunti)

Olet varmaan pannut merkille, että joskus auringonlaskun jälkeen maiseman täyttää sininen hämärä. Tätä kutsutaan siniseksi hetkeksi, ja sen eri sävyjä on havaittavissa noin tunnin ajan. Vaikka ilmiö esiintyy lähes joka ilta, sinisyyden asteessa on suuria vaihteluja sään ja vuodenaikojen mukaan. Erityisesti maisemavalokuvaajat käyttävät tätä sinistä hetkeä maagisilta näyttävien valokuvateosten luomiseen. Tampereella sininen hetki on mahdollinen ympäri vuoden. Erityisen vaikuttavia sinisen hetken kuvia saa täysikuun aikaan.