Tähtitaivas 2026

Aurinkokunta

Aurinko

Auringon akktiivisuuden vaihtelu, joka tunnetaan auringonpilkkujaksona, saavutti maksiminsa vuoden 2024 lokakuussa. Sen jälkeen aktiivisuus on hieman alentunut, mutta vuosi 2025 oli edelleen huippuaktiivinen. Vuoden 2026 aktiivisuus vähenee mutta edelleen nähdään auringonpilkkuja ja muita ilmiöitä Auringossa tavalliseen tapaan.

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. Revontulien lisäksi magneettiset 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.

Maapalloa kiertävät satelliitit, olivatpa ne sää-, tietoliikenne-, tiede- tai tiedustelusatelliitteja, voivat vaurioitua Auringosta tulevasta röntgen- ja hiukkassäteilystä. Myös avaruusasemien miehistö saa osansa tulevasta säteilystä ja se puolestaan voi aiheuttaa terveysongelmia heille.

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. Laajeneva ilmakehä jarruttaa myös matalalla kiertoradalla olevia satelliitteja lyhentäen niiden toiminta-aikaa.

Vähenevä Auringon aktiivisuus heikentää Aurinkokuntamme ulkopuolelta tulevan kosmisen hiukkasmäärän torjuntaa. 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 jopa Auringon matalimman aktiivisuuden aikana. Vain korkealla lentävien lentokoneiden miehistö saa kohonneita säteilyannoksia työtään tehdessään. Myös matkustajat saavat oman annoksensa, mutta he lentävät suhteellisen harvoin lentohenkilökuntaan verrattuna.

Merkurius

Merkurius on Aurinkokuntamme pienin planeetta, kokoa sillä on vain noin 4 880 km. Sen keskietäisyys Auringosta on noin 58 miljoonaa km (0,387 au) ja yhteen kierrokseen Auringon ympäri kuluu vain 88 vuorokautta. Se pyörii itsensä ympäri hyvin hitaasti (59 vrk) ja sen lisäksi pyöriminen ja radan kiertoaika ovat lukkiutuneet toisiinsa suhteessa 2:3. Tämä tarkoittaa sitä, että Merkuriuksen kiertäessä Auringon kaksi kertaa, niin se pyörähtää itsensä ympäri kolmesti.

Merkuriuksella ei ole samanlaista ilmakehää kuin Maalla. Sen ilmakehä on äärimmäisen ohut, jollaista kutsutaan eksosfääri-ilmakehäksi. Siinä on heliumia, natriumia, happea, vetyä ja kaliumia atomeina. Merkuriuksen pinta on hyvin voimakkaasti kraatteroitunut ja lämpötila vaihtelee –173 °C ja 467 °C välillä. Keskimäärin Merkuriuksen lämpötila on 176 °C. Merkuriuksessa on kuitenkin vuoristoja ja tasankoja ja erityisen isokokoinen (halkaisija n. 1 500 km) Caloriksen allas, joka on iskemätasanko.

Näkyminen

Merkurius näkyy lyhyinä ajanjaksoina kolme tai neljä kertaa vuodessa. Se näkyy meille hyvin pienenä, joten sen pinnalta ei yksityiskohtia voi erottaa suurellakaan kaukoputkella tai suurennuksella. Lisäksi Suomessa Merkuriuksen ollessa hyvin lähellä horisonttia, ilmakehän turbulenttisuus heikentää kuvan laatua merkittävästi. Käytännössä kiikari on erittäin hyvä havaintoväline Merkuriukselle. Sen keräämä valo kirkastaa myös Merkuriuksen näkymistä ja tuo sen silmin nähtäväksi silloinkin, kun Merkuriuksen ja taustataivaan välinen kirkkausero on vähäinen. Kiikari täytyy kuitenkin kiinnittää jalustaan.

Merkurius on näkyvissä iltataivaalla helmikuun alkupuolelta noin kolmen viikon ajan (5. – 25.2.2026). Parhaiten se näkyy helmikuun 19. päivän tienoilla, noin viikon ennen ja jälkeen. Planeetan kirkkaus on silloin suurin ja se heikkenee nopeasti havaintoikkunan lopun lähestyessä. Merkuriuksen nähdäksesi sinun täytyy olla havaitsemassa noin tunti auringonlaskun jälkeen. Mainittuna päivänä Merkurius on kello 18 aikaan noin 9° korkeudella suunnassa 245° (länsilounaassa). Merkuriuksen löytämistä taivaalta helpottanee myös kirkkaan Venuksen näkyminen, sillä se on suunnilleen samassa suunnassa mutta selvästi lähempänä horisonttia. Kohteista ei voi erehtyä, sillä yhtä kirkkaita kohteita ei muita ole samassa suunnassa.

Seuraavan kerran Merkurius on horisontin yläpuolella auringonlaskun jälkeen touko–kesäkuussa. Silloin kuitenkin on yöt hyvin valoisia ja planeetan löytäminen ja näkyminen on äärimmäisen vaikeaa. Jos kuitenkin haluat yrittää etsiä sitä, käytä goto-ohjattua kaukoputkea apuna.

Heinä–elokuun havaintoikkuna (30.7. – 20.8.2026) on aamupuolella yötä. Parhaimmat hetket Merkuriuksen havaitsemiseksi ovat elokuun 5. päivän tienoilla. Silloin kello 4.30 Merkurius on noin 6,5° korkeudella suunnassa 59° (itäkoillinen). Tässä vaiheessa aamu on jo alkanut valjeta, joten planeetan etsiminen voisi alkaa jo huomattavasti aikaisemmin, vaikkapa kello 3.25 aikoihin, jolloin se on juuri noussut horisontin yläpuolelle suunnassa 44° (koillinen).

Vuoden viimeinen havaintoikkuna (10.11 – 10.12.2026) sijoittuu sekin aamuun. Helpoimmin Merkurius on havaittavissa 20.11. päivän tienoilla ja sitä noin 1,5 viikkoa molemmin puolin. Merkurius nousee horisontista kello 6.30 aikoihin ja on kello 7.30 aikaan noin 5° korkeudella suunnassa 128° (kaakko). Venus on jälleen helppona merkkinä suunnasta mistä Merkuriuksen voi havaita. Se on Venuksesta itään ja suunnilleen puolikorkeudessa Venuksen korkeudesta. Joulukuussa Merkurius katoaa ensimmäisen viikon jälkeen aamutaivaalta.

Tapahtumat

21.1. yläkonjunktio

19.2. suurin itäinen elongaatio 18°

28.2.        Venus ja Merkurius ovat lähekkäin, näkyvät 256° illalla 45, minuuttia  auringonlaskun jälkeen.

7.3. alakonjunktio

4.4. suurin läntinen elongaatio 28°

14.5. yläkonjunktio

15.6. suurin itäinen elongaatio 24°

13.7. alakonjunktio

2.8. suurin läntinen elongaatio 19°

11.8. Merkurius ja Kuu ovat lähellä toisiaan, näkyvät noin 45 minuuttia ennne auringonnousua koillisessa.

15.8. Merkurius ja Jupiter ovat lähellä toisiaan, näkyvät 45 minuuttia ennen auringonnousua koillisessa.

27.8. yläkonjunktio

12.10. suurin itäinen elongaatio 25°

4.11. alakonjunktio

21.11. suurin läntinen elongaatio 20°.

Konjunktio tarkoittaa, että taivaankappaleen tuntikulma (rektaskensio, RA tai R.A.) on sama kuin Auringolla.

Yläkonjunktio tarkoittaa Merkuriuksen tai Venuksen konjunktiota, joka tapahtuu Maasta katsottuna Auringon toisella puolella, siis kauempana kuin Aurinko.

Alakonjunktio tarkoittaa Merkuriuksen tai Venuksen konjunktiota, joka tapahtuu Auringon ja Maan välissä. 

Silloin tällöin alakonjunktion aikaan planeetta voi näkyä Auringon pintaa vasten, jolloin puhutaan ylikulusta. Seuraava Merkuriuksen ylikulku on 13.11.2032 ja Venuksen 8.12.2125. Näistä Merkuriuksen ylikulku olisi nähtävissä Tampereella, jos vain marraskuinen säätila sen mahdollistaisi. Venuksen ylikulku ei ole näkyvissä Suomessa.

Elongaatio on etäisyys Auringosta lyhintä isoympyrää pitkin. Itäinen elongaatio tarkoittaa sitä, että planeetta näkyy Auringosta itään, jolloin se saattaa näkyä iltataivaalla. Läntinen elongaatio tarkoittaa sitä, että planeetta saattaa näkyä aamulla.

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 2125. 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 ilmakehän paine 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 valokuvassa saada esille käyttämällä violettia (#47) tai sinistä (#38A) suodatinta. Molempien suodattimien ominaisuutena on, että ne ovat hyvin tummia ja vaaditaan ainakin keskikokoinen kaukoputken niitä käytettäessä. Kalliimpi vaihtoehto on käyttää UV Venus -suodinta, joka on suunniteltu nimenomaan Venuksen pilvipeitteen yksityiskohtien kuvaamiseen.

Venus laskee horisonttiin tammikuussa auringonlaskun aikaan. Helmikuusta alkaen Venuksen laskuaika siirtyy myöhemmäksi ja maaliskuun puolivälissä sen lasku tapahtuu noin tunnin auringonlaskun jälkeen. Laskuaikojen ero kasvaa kevään kuluessa jonkin verran kunnes kesän aikana ero kaventuu ja syyskuun puolivälissä laskuaika on sama auringonlaskun aikana. Lokakuun lopulla Venus alkaa nousta ennen auringonnousua ja joulukuussa planeetan nousu tapahtuu jo pari tuntia ennen auringonnousua.

Tapahtumat

6.1. yläkonjunktio

18.2. Venus, Kuu ja Merkurius ovat lähekkäin, näkyvät noin 45 minuuttia auringonlaskun jälkeen.

28.2. Venus ja Merkurius ovat lähekkäin, näkyvät 256° illalla 45, minuuttia auringonlaskun jälkeen.

8.3. Venus ja Saturnus ovat lähekkäin, näkyvät iltataivaalla auringonlaskun jälkeen.

20.3. Venus ja Kuu ovat lähekkäin, näkyvät iltataivaalla auringonlaskun jälkeen.

18.4. Venus ja Kuu ovat lähekkäin, näkyvät iltataivaalla auringonlaskun jälkeen.

24.4. Venus ja Uranus lähekkäin, näkyvät iltataivaalla länsiluoteessa kello 23 aikoihin.

14.9. Kuu peittää Venuksen kello 13.08 – 13.22 – 13.36.

24.10. alakonjunktio

5.12. Venus ja Kuu ovat lähekkäin aamulla kello 6.30 aikaan koillisessa.

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- syyskuun aikana, etäisyys on 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 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 vähetessä pölymyrskyt laantuvat ja ilmakehän läpinäkyvyys palautuu. Tänä vuonna pölymyrskyjä tuskin nähdään.

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

Näkyminen

Mardin konjunktio on 9. tammikuuta. Silloin sitä ei pysty havaitsemaan ja koko kevätkauden planeetta on horisontin yläpuolella vain päivällä.

Marsin näkyvyyskausi alkaa heinäkuun alussa. Silloin se nousee horisontin yläpuolelle aamuhämärän aikaan. Sen havaitseminen koillisesta hyvin matalalta on vaikeaa, sillä vaalea kesätaivas on vielä hyvin kirkas ja se kadottaa kirkkaudellaan vain mv=1,3 planeetan näkyvistä.

Loppukesästä näkyvyys paranee ja elokuussa se on aamuhämärässä havaittavissa ainakin kiikareilla. Sitä voi silloin etsiä edelleen koilisen horisontin yläpuolelta.Elokuussa se on Härän tähdistössä ns. “sarvien” välissä. 

Syyskaudella Mars nousee horisontin yläpuolelle iltayöstä, joten havainnot täytyy tehdä aamuyön tunteina. Marsin näennäinen koko on koko syyskauden pieni ja vasta marraskuun aikana se alkaa olla riittävän kookas, jotta pinnan karkeampia  yksityiskohtia voisi oikeasti erottaa visuaalisesti havaittuna. Joulukuun lopussa planeetan koko on noin 10,1 kaarisekuntia ja kirkkaus mv= –0,1.

Tapahtumia

5.10. kello 8.51.  

Mars ja Kuu ovat lähekkäin, etäisyys on vain 0,5 astetta. Tapahtuma ei kuitenkaan ole näkyvissä, sillä auringonnousu oli kello 7.40. Havaintoja voi tehdä aamuyöstä, jolloin näiden kappaleiden keskinäinen etäisyys on jonkin verran suurempi.

Jupiter

Jupiter on Aurinkokuntamme suurin planeetta. Sen massa on 318 Maan massaa ja halkaisija 11-kertainen Maahan verrattuna. Jupiter koostuu vedystä ja heliumista ja sen lisäksi siellä on jonkin verran muita alkuaineita. Jupiterin ilmakehä on kauttaaltaan monikerroksisen pilvien peittämä, jossa voimme nähdä erivärisiä vöitä ja vyöhykkeitä. 

Värit johtuvat eri yhdisteistä ja eri korkeudella olevien pilvien yhdistelmistä. Korkeus vaikuttaa myös pilvien lämpötilaan. Vyöhykkeet ovat vaaleampia ja ne ovat korkeammalla kuin vöiden pilvet, joiden lämpötila on jonkin verran korkeampi.

Jupiterin pyöriminen on nopeinta kaikista Aurinkokunnan planeetoista, ja se pyörähtää yhden kierroksen akselinsa ympäri hieman alle kymmenessä tunnissa. Tämä aiheuttaa päiväntasaajan pullistuman, joka on helposti nähtävissä kaukoputkella.

Koska Jupiter ei ole kiinteä kappale, sen yläilmakehässä tapahtuu differentiaalista pyörimistä. Jupiterin napa-alueen pyöriminen on noin viisi minuuttia pidempi kuin ekvaattorialueen pyöriminen. Planeetan ekvaattorin halkaisija on 9 276 km pidempi kuin sen napojen välinen halkaisija. 

Jupiterin 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.

Jupiterilla on 95 tunnettua kuuta. 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.

Jupiterin isot kuut kiertävät sitä hyvin nopeasti. Yhden illan aikana voi nähdä kuiden joko katoavan tai tulevan esiin Jupiterin takaa. Kuiden erottaminen Jupiterin kirkasta pintaa vasten voi olla vaikeaa ja onnistunee vain suurella suurennuksella.

Näkyminen

Jupiter on näkyvissä koko ensimmäisen vuosipuoliskon suurimmaksi osaksi koko yön. Vain touko ja kesäkuussa sen näkymisaika lyhenee ja planeetta on näkyvissä vain osan yötä.

Tapahtumia

1.1. Jupiter ja Kuu ovat konjunktiossa kello 23.43. Jupiter on 3,1°etelään Kuusta.

2.1. Jupiter ja Kuu ovat lähekkäin kello 1.23. Jupiter on 3,0° lounaaseen Kuusta

9.1. Jupiterin Maan välinen etäisyys on lyhyimmillään 633,05 × 106 km kello 10.08 

10.1. Jupiter on oppositiossa kello 11.26, sen kirkkaus on mv= –2,7

23.4. Jupiter ja Kuu ova konjunktiossa kello 1.50, keskinäinen etäisyys on 2,6°, etäisyys on lyhin kello 2.46, jolloin se on 2,5°.

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. Rankentamallaan 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 renkaita kiekoksi. Giovanni Cassini päätteli, että renkaat koostuivat useista pienistä osarenkaista vuonna 1675 mutta vasta 1859 James Clerk Maxwell pystyi osoittamaan, että renkaiden täytyy 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 maaliskuun 20. – 25. 2025 katsomme niitä aivan säteen suunnassa. Tällöin renkaat näyttävät katoavan, sillä niiden paksuus on vain kymmenkunta metriä. Tämän jälkeen näemme renkaat eteläpuolelta. 

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. Vuonna 2025 tapahtunut renkaiden näkyminen sivulta oli 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, joista useimmat niistä pyrkivät selittämään renkaiden alkuperäksi kahden kuun törmäyksessä tai sarjaksi törmäyksiä. Osa sisemmistä renkaista ovat tummempia kuin uloimmat renkaat, ja se saattaa selittyä usealla, eri aikoina sattuneilla törmäyksillä. Kirkkauden vaihtelu saattaa johtua myös erilaisesta, ehkä enemmän orgaanista tai silikaateista (kivimineraaleista) 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 274 tunnettua kuuta ja näiden lisäksi numeroimattomia pieniä kappaleita, jotka kiertävät renkaiden joukossa. Näiden lisäksi sillä on satoja muita satelliitteja, joiden ratoja ei tarkasti tunneta. 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 saaneet 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.

Näkyminen

Saturnus näkyy alkuvuodesta iltahämärän aikaan etelässä. Se laskee ennen puoltayötä ja laskuaika siirtyy varhemmaksi talven kuluessa. Maaliskuun lopulla se laskee auringonlaskun aikaa, eikä tästä etenpäin ole näkyvissä kuin toukokuun loppuoplella. Silloin se näkyy aamupuolella yötä. heinäkuusta alkaen se on horisontin yläpuolella iltahämärästä alkaen. Etelässä Saturnus on elokuusta lähtien aamuhämärän aikaan ja lokakuussa keskiyöllä ja vuoden lopulla jo iltayöstä. Lokakuun puolivälistä alkaen Saturnus painuu horisonttiin aamuyöstä kunne vuoden lopulla jo keskiyöllä.

Tapahtumat

20.2. Saturnus ja Neptunus ovat lähekkäin, keskinäisen etäisyyden ollessa vain 0,8° kello 21.50 Neptunus on koilliseen Saturnuksesta. Paras havaintohetki on kello 19.30, jolloin molemmat kohteet ovat horisontin yläpuolella 6° suuntaan 254°. Saturnus laskee kello 20.20. Jos sää on selkeä, tämä voi olla paras hetki havaita Neptunusta, havaintovälineeksi sopii hyvin (tähti)kiikari.

4.10. Saturnus on oppositiossa kello 17.12. Etäisyys Maasta on 1 262,74 × 106 km, Saturnuksen kirkkaus on mv= 0,5 ja koko 19,7”.

Uranus

Uranus on Aurinkokuntamme seitsemäs planeetta. Samalla se on uloin paljain silmin näkyvä, vaikkakin sen voi nähdä vain täysin pimeässä 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.

Nykytietämyksen mukaan Uranuksen sisäinen rakenne on suhteellisen yksinkertainen. Sen ytimessä on silikaateista muodostunut ydin ja sen yläpuolella syvä vedestä ja ammoniakista muodostunut meri. Meren yläpuolella on paksu kerros 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 muut helposti haihtuvat kaasut muodostavat 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 peräkkäisten 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 29 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.

Näkyminen

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. 

Tapahtumat

Helposti havaittavia tapahtumia Urannuksella ei tänä vuonna ole. Syyskaudella joitakin Kuun ja Uranuksen lähekkäin olevia tilanteita on, mutta silloinkin Uranuksen ja Kuun keskinäinen etäisyys toisistaan on on yli 3 astetta, joten Urannus ei näy samassa kuvakentässä Kuun kanssa. Jos kuitenkin haluat etsiä Uranusta kiikarilla, niin silloin voit yrittää paikantaa sitä Ursan tähtkarttasovelluksen avulla.

Kääpiöplaneetat

Kääpiöplaneetat ovat hyvin himmeitä kohteita ja käytännössä vain Ceres tulee riittävän kirkkaaksi (maksimi kirkkaus mv= 6,7 edullisimman opposition aikana) näkyäkseen harrastajakaukoputkilla Suomen olosuhteissa. Ceresin koko on noin 950 km ja sen kiertoaika Auringon ympäri on noin 4,6 vuotta Marsin ja Jupiterin ratojen välissä. Ceres löydettiin vuonna 1801.

Ceresin paras näkyvyysaika on 31.12. jolloin se kirkkaus on mv= 6,9. Ceresin seuraava oppositio on vuonna 2027.

Cerin kirkkaus opposition aikaan on mv = 7,3, joten tarvitset kaukoputken sen näkemiseen visuaalisesti. Ceres on yötaivaalla syyskuusta vuoden loppuun ja vielä seuravan vuoden alkupuolelle asti. 

Pluto on sen verran kirkas, että suurimmilla harrastajakaukoputkilla se näkyisi visuaalisesti, ei kuitenkaan Suomessa, vaan esimerkiksi Etelä-Euroopassa. Ero näkyvyyteen vaikuttaa ilmakehään imeytyvä valomäärä, joka vastaa noin 1 – 1,5 magnitudin kirkkauden menetystä lähellä horisonttia. 

Ilmakehän ilmiöt

Revontulet

Vuoden 2026 aikana revontulien määrä ja voimakkuus ovat tavanomaisia. Auringonpilkkujakson maksimi saavutettiin vuoden 2024 lokakuussa. Vuonna 2026 ollaan laskevalla rapilla, jolloin yleensä nähdään komeimmat revontulet.

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.