Planeetta, joka saapui etuajassa
Aivan kuten Aurinkokunnassakin, toisten planeettakuntien planeetat kiertävät tähtiään täsmällisillä, tarkkaan ennustettavilla radoilla. Ensisijaisesti ne tottelevat tähtensä vetovoimaa, ja noudattavat Isaac Newtonin liikelakeja hämmästyttävällä tarkkuudella kaikkialla maailmankaikkeudessa. Vain jotkin lähellä tähtiään soikeilla radoilla kiertävät planeetat, kuten Merkurius Aurinkokunnassa, vaativat ratalaskentoihinsa Albert Einsteinin täsmällisemmän mutta monin verroin monimutkaisemman suhteellisuusteorian käyttöä.
Vieläkin vanhempien, historiallisten Johannes Keplerin keksimien lakien käyttö riittää sekin tavallisesti planeettojen ratojen ennustamiseen ja mallintamiseen, mutta poikkeuksen muodostavat usean planeetan järjestelmät. Keplerin yhtälöt pätevät vain, kun kyseessä on yksinäinen planeetta kiertämässä yksittäistä tähteä. Vaikka Keplerin lait ovat mainioita kuvaamaan vaikkapa Aurinkokunnan planeettojen ratoja, eivät ne ole aivan tarkkoja, koska planeetat vaikuttavat vetovoimillaan toisiinsa ja tuottavat poikkeamia, joita Keplerin kuvaukset eivät voi huomioida. Sama pätee tietenkin eksoplaneettojen järjestelmiin, joissa planeettojenväliset vuorovaikutukset ovat monesti paljon Aurinkokuntaa voimakkaampia. Ne osataan kuitenkin huomioida, jos vain kaikki planeettakunnan kappaleet ovat tiedossa ja niiden radat tunnettuja.
Planeettojen ratojen ennustaminen on ollut erityisen tärkeää tutkittaessa esimerkiksi yksittäisten, kiinnostavien eksoplaneettojen ominaisuuksia ihmiskunnan subjektiivisesti parhaalla ja hienoimmalla astronomisella instrumentilla, James Webb -avaruusteleskoopilla. Kun kiinnostavaa planeettaa ryhdytään havaitsemaan, on tarkoituksenmukaista laskea ennuste sen seuraavan ylikulun ajankohdalle ja suunnata sitten teleskooppi kohteeseen viime tipassa, vain kymmeniä minuutteja tai korkeintaan muutamia tunteja ennen arvioitua ylikulun alkua. Sillä tavalla ei haaskata aikaa tähden liialliseen havaitsemiseen silloin, kun ylikulkuja ei tapahdu. Tähteä on toki havaittava ennen ylikulkua sekä sen jälkeen, jotta saadaan määritettyä tähden itsensä kirkkaus juuri ylikulun aikana, ja siten arvio sille, kuinka paljon planeetan ylikulku tähteä himmentää. Mutta siihen riittää tähden tarkkailu karkeasti yhtä kauan kuin ylikulku kestää. Silloin esimerkiksi tyypillisen kuuman jupiterin noin parin tunnin ylikulku tarkoittaa neljän tunnin havaintokampanjaa.
Kuin taivaalliset kellokoneistot, tunnetut planeettakunnat noudattavat yleensä täsmällisesti laskelmiamme ja ennusteitamme. Joskus ennusteet kuitenkin menevät metsään, syystä tai toisesta, kuten kävi tutkijoiden koettaessa havaita tähden Kepler-51 uloimman planeetan, Kepler-51 d ylikulkua. Planeetta yllätti tutkijat saapumalla tähtensä eteen noin kahta tuntia arvioitua aiemmin, mikä ei jjohtunut laskuvirheestä ennusteita tehtäessä. Tyypillisesti minuuttien tarkkuudella tunnettu ylikulkuajankohta ei voi poiketa ennustetusta niin merkittävällä tavalla kuin yhdestä syystä. Jokin toistaiseksi tuntematon massiivinen kappale veti planeettaa puoleensa saaden sen kiihdyttämään liikettään tuottaen ennustettua varhaisemman ylikulun (Kuva 1.). Havainto kertoo tähteä kiertävästä neljännestä, aiemmin tuntemattomasta planeetasta.
Tutkijoilla oli kuitenkin onnea. Järjestelmän Kepler-51 planeetat ovat verrattaen kaukana tähdestään, joten niiden ratanopeudet ovat paljon hitaampia kuin lähellä tähteään kiertävien vastineidensa. Siksi kahdella tunnilla aikaistunut ylikulku mahtui kokonaisuudessaan noin 15 tunnin havaintoikkunaan, eivätkä tutkijat menettäneet mahdollisuutta tutkia planeetan ominaisuuksia parhaalla olemassaolevalla instrumentilla. Planeetan kiertoajan ollessa noin 130 päivää, seuraavaa mahdollisuutta olisi saanu odottaa yli neljä kuukautta, joten yhdenkin ylikulkuhavainnon epäonnistuminen viivästyttää planeetan tutkimista merkittävällä tavalla. Merkittävämpää olisi kuitenkin ollut havaintojakson valuminen hukkaan. Ei ole mitään takeita, että samaan tutkimukseen olisi enää myöhemmin myönnetty yli puolen vuorokauden havaintojaksoa yhdeltä kaikkein kalleimmista ja kilpailluimmista tähtitieteellisistä instrumenteista.
Havainnoissa on muutakin kiinnostavaa. Tähden himmetessä ennustetulla tavalla jättiläisplaneetan liikkuessa ensin sen eteen ja kulkiessa radalla keskemmälle tähteä, se peittää aina vain kirkkaampia osia tähdestä, mikä näkyy ylikulun syvenemisenä. Mutta ylikulun muodossa tapahtuukin pieni kirkastuminen planeetan ollessa karkeasti lähimmillään tähden keskiosia. Sen voi selittää vain planeetan kulku jonkin hiukan himmeämmän tähden pinnan kohdan editse. Tähden pinnan ympäristöstään poikkeava kohta, joka säteilee vähemmän valoa, tarkoittaa tietenkin tähdenpilkkua. Planeetta lipuu radallaan valtaisan tähden pilkun editse. Havaitsemme siis tähteä, saadaksemme tietoa sitä kiertävästä planeetasta, mikä puolestaan antaa tietoa itse tähden pintarakenteista.
Eksoplaneettatutkimuksen edistysaskeleet ovat olleet kerta kaikkiaan hämmästyttäviä. Olemme siirtyneet kuin varkain eksoplaneettojen etsinnästä ja niiden ominaisuuksien tutkimuksesta jopa planeettojen hyväksikäyttöön instrumentteina selvittäessämme yksityiskohtia niiden kiertämien tähtien ominaisuuksista.
Vaikka uuden planeettalöydön, järjestelmän uloimman neljännen planeetan nimeltään Kepler-51 e ominaisuuksista tai radasta ei tiedetä juuri mitään, sen vetovoimavaikutus on kiistatta havaittu ja sen voidaan siksi sanoa olevan olemassa erittäin suurella varmuudella. Kyse on yhdestä hyvin erkoisen planeetakunnan maailmoista. Jokainen kolmesta sisemmästä planeetasta on kooltaan noin 6-10 kertainen Maahan verrattuna mutta niiden massat ovat korkeintaan vain kymmenen kertaa Maata suurempia. Se tarkoittaa, että planeetttojen koostumus on hyvin erikoinen — niiden tiheys on peräti kertoimella viisi matalampaa kuin Saturnuksella, jonka tiheys on sekin kolmanneksen veden tiheyttä matalampi. Planeettojen oletetaan omaavan laajentuneet kaasukehät, jotka tuottavat havaittuja suuria kokoja pienistä massoista huolimatta, mutta tyhjentävää selitystä matalille tiheyksille ei ole vielä osattu keksiä. Toinen vaintoehto on, että näiden hattaraplaneetoiksikin joskus kutsuttujen kappaleiden kaasukehien yläosissa on merkittäviä määriä pölyä, joka saa ne näyttämään paljon suuremmilta kuin ne todellisuudessa ovat. Myös rengasjärjestelmä saattaisi saada planeetan näyttäytymää kokoaan suuremmalta, mutta sellaisten rengasjärjestelmien olemassaololle ei ole mitään tosiasiallista tukea havaintoaineistossa ja kyse on vain spekuloinnista.
Uusi planeettalöytö auttaa määrittämään järjestelmän planeettojen massoja entistä luotettavammin, mutta niiden koostumuksen ja luonteen yksityiskohdat odottavat edelleen ratkaisemistaan. On oikeastaan huikeaa ajatella, että yhden planeetoista parin tunnin edistäminen sovitusta tapaamisesta antaa tietoja järjestelmän ja sen planeettojen ominaisuuksista. Tähtitieteen fysikaalisessa maailmassa selitysmallien on kuitenkin kyettävä sopimaan kaikkiin tunnettuihin faktoihin. Myös siihen, milloin planeetat suvaitsevat saapua näköpiiriimme.