Metalleista jättiläisplaneettoihin
Eksoplaneettojen löytöjen myötä tähtitieteilijät oppivat niitä koskevia lainalaisuuksia, jotka heijastelevat planeettakuntien syntyprosessien mekanismeja. Aurinkokunnan kappaleista ei oltu voitu vetää luotettavia yksityiskohtaisia johtopäätöksiä liittyen planeettakuntien syntyyn, mutta siitäkin saatiin jo paljon tietoa. Perustavanlaatuissena havaintona se tosiasia, että planeetat kiertävät Aurinkoa samassa tasossa ja samaan suuntaan, likimain ympyränmuotoisilla radoilla, kertoo jo paljon. Oli jo varhain ilmeistä, että aurinkokunnat syntyvät tähden muodostuessa sen ympärille rakentuvan kaasukiekon materiasta. Immanuel Kant ja Pierre-Simon Laplace kuvasivat jo 1700-luvun loppuun mennessä, miten materia muodostaa syntyvän tähden ympärille kertymäkiekon, jonka puitteissa planeetat muodostuvat. Se takaa, että planeetat päätyvät samaan tasoon ja kiertämään tähteä samaan suuntaan.
Koko planeettakuntien muodostumisen ytimessä on tähdeksi romahtavan tähtienvälisen kaasun ja pölyn keskimääräinen pyörimismäärä. Se määrittää tähden pyörähdysakselin suunnan, ja materia päätyy kiertämään tähteä akselin määräämään tasoon liikkeen vaimetessa kaikissa muissa suunnissa. Kertymäkiekko syntyy, koska luonnon pettämättömät säilymislait eivät anna sille vaihtoehtoja. Materia ei pääse lähemmäs vetovoiman keskusta liikeensä vuoksi ja jää kiertämään nuorta tähteä sitä ympäröivään kiekkomuodostemaan. Kiekon sisäinen kitka saa aineksen kuitenkin hiljalleen virtaamaan tähteen sen ydinreaktioiden vasta käynnistyessä, ja siitä kertymäkiekko on saanut nimensäkin. Kaikki sen materia ei kuitenkaan päädy tähteen, vaan planeeettojen synty pääsee käynnistymään kiekon tasossa.
Planeettojen synty kertymäkiekon sisällä ei ole suoraviivaista. Siitä kertoivat jo varhaiset havainnot siitä, että jättiläisplaneettoja on erityisen paljon sellaisissa tähtijärjestelmissä, joiden koostumukseen kuuluu enemmän raskaampia aineksia. Jo varhain, eksoplaneettalöytöjen alkuaikoina, tutkijat havaitsivat, että planeettoja sattui olemaan huomattavasti enemmän kiertämässä tähtiä, joiden kaasukehissä oli enemmän raskaita alkuaineita kuten happea, hiiltä ja rautaa. Havainto oli helppoa tehdä, koska instrumentit olivat herkkiä vain jättiläisplaneettojen löydöille, ja juuri ne ovat yleisempiä sellaisten tähtien järjestelmissä, joissa tähtitieteilijöiden kollektiivisesti metalleiksi kutsumia raskaampia alkuaineita on enemmän. Sama ei päde pieniin planeettoihin, jotka eivät ole riittävän suuria kyetäkseen keräämään vetovoimansa avulla ympärilleen paksut kaasuvaipat. Pienempiä planeettoja, erityisesti kiviplaneettoja, onkin aivan kaikkialla, ja niiden suunnattomaan yleisyyteen tähtien syntymateriaalin koostumuksella ei ole juurikaan vaikutusta.
Taustalla on luonnollisesti planeettojen syntymekanismi, joka tuottaa erilaisia lopputuloksia erilaisista alkutilanteista käsin. Kun tähti syntyy raskaampia alkuaineita runsaasti sisältävästä aineksesta, sen kertymäkiekkoon päätyy vastaava raskaampien aineiden yliedustus. On runsaasti raskaamman aineksen muodostamaa pölyä, ja planeettojen ytimet kasautuvat vauhdilla kasvaen nopeassa tahdissa Maapalloa suuremmiksi. Niiden saavutettua Maahan verrattuna kymmenkertaisen massan, vetovoima riittää kertymäkiekon kaasun haalimiseen paksuksi vaipaksi, ja tuloksena on jättiläisplaneetta. Vastaavasti, jos raskaita alkuaineita on vain vähän, ei massiivisia kaasuplaneettojen ytimiä ehdi kasaantumaan riittävän nopeasti, ja planeetat jäävät pieniksi. Silloin kertymäkiekko lopulta haihtuu tähden käynnistyneen säteilyntuotannon myötä avaruuteen ennen jättiläisplaneettojen muodostumista, ja niiden aika ei koskaan koita. Kun on paljon metalleja, voidaan saada jättiläisplaneettoja. Kun metalleja on vähän, saadaan planeettakunnan täydeltä vain pienempiä kiertolaisia. Se tarkoittaa samalla, että pieniä planeettoja on kaikkialla, kun taas jättiläisplaneetat ovat harvinaisia.
Planeettojen syntymekanismien lainalaisuuksilla on muitakin havaittavissa olevia seurauksia. Eräs piirre liittyy syntyvien planeettakuntien kehitykseen vuosimiljoonien kuluessa syntynsä jälkeen. Jos jättiläisplaneetoja pääsee syntymään, sillä on merkittäviä seurauksia koko planeettakuntaan. Kyse ei ole vain siitä, että järjestelmä saa muutaman suurikokoisemman kiertolaisen, vaan koko järjestelmän dynamiikka muuttuu. Jättiläisplaneettojen vetovoima on niin suurta, että niiden vetovoimavaikutus ei rajoitu vain ratojensa lähettyville, vaan sillä on kauaskantoisia seurauksia kautta koko planeettakunnan.
Pohjimmiltaan jättiläisplaneetat laajentavat vaikutuspiiriään kahdella tavalla. Ne voivat muuttaa lähemmäs tähteä kuumiksi jupitereiksi (kirjoituksen toinen ja kolmas osa on julkaistu erikseen) tai toisinaan jopa kauemmaksi, ja ne voivat saada toistensa radat epästabiilin kaoottisiksi vakavin seurauksin. Jo Aurinkokunnassa arvellaan tapahtuneen molempia. Jupiter syntyi varhain, ja muutti kertymäkiekon vaikutuksesta sisemmäksi estäen planeettojen synnyn asteroidivyöhykkeelle ja jättäen Marsin pienikokoiseksi. Jupiter on saattanut vaikuttaa vetovoimallaan niin merkittävästi, että koko sisäplaneettakunta jäi vaille supermaapalloja ja minineptunuksia, jotka ovat muutoin erittäin yleisiä planeettatyyppejä mutta puuttuvat Aurinkokunnasta. Saturnuksen synnyttyä Jupiterin kiertoradan ulkopuolelle, planeetat sitten muuttivat vetovoimavuorovaikutuksensa avulla takaisin ulommaksi, mikä jätti tilaa ja mahdollisuuden sisäplaneettojen synnylle.
Joidenkin arvioiden mukaan Aurinkokuntaan syntyi myös kolmas jääjättiläinen, Uranuksen ja Neptunuksen tapaan paksun kaasuvaipan omaava planeetta. Sille kävi kuitenkin huonosti Jupiterin ja Saturnuksen liikuttua jälleen ulommaksi. Silloin kolmannen jääjättiläisen ajatellaan ajautuneen Jupiterin ja Saturnuksen vetovoimien riepottelemana kaoottiselle radalle, jonka soikeus kasvoi merkittäväksi. Lopulta se sinkoutui pois Aurinkokunnasta ehtien kuitenkin ennen lähtöään vaikuttaa planeettojen syntyyn Neptunuksen radan ulkopuolella. Soikealla radallaan kolmas jääjättiläinen saattoi siivota ulomman Aurinkokunnan planeettojen syntyyn tarvittavaa materiaa pois saatavilta, jolloin sinne ei päässyt muodostumaan kääpiöplaneettoja suurempia kiertolaisia. Ajatus kuulostaa villiltä, mutta se sopii erinomaisesti tietoihin Aurinkokunnan nykyisestä rakenteesta.
Jättiläisplaneetat vaikuttavat samoilla mekanismeilla myös eksoplaneettojen järjestelmissä, joskin vaikutukset saattavat olla paljon dramaattisempia kuin Aurinkokunnan historiassa. Jos jättiläisplaneettoja pääsee syntymään, ne saattavat muuttaa läpi koko sisäplanettakunnan, jyräten koko planeetta-alkioiden joukon läpi ja estäen niitä koskaan kasvamasta varsinaisiksi planeetoiksi, jos edes välttyvät törmäämästä tähteä kohti liikkuvaan planeettaan. Toinen vaihtoehto on, että jättiläisplaneettoja on useita, ja ne päätyvät kaoottiseen muodostelmaan. Silloin jokin tai jotkut jättiläisplaneetoista sinkautuvat planeettakunnan ulko-osiin tai sattuu valtavia törmäyksiä, ja se jättää jälkensä loppuihin planeettoihin. Jäljelle jäävät jättiläisplaneetat päätyvät todennäköisesti hyvin soikeille radoille ja edustavat havaittua eksentristen jupiterien joukkoa. Niistä kaikki ovat kokeneet kosmista väkivaltaa ja päätyneet soikeille radoille merkkinä järjestelmiensä epävakaudesta kaaoksen käsissä. Monet eksentriset jupiterit saattavat lisäksi päätyä lähelle tähteään, kun tähden vuorovesivoimat hiljalleen syövät niiden liike-energiaa lähiohitusten aikana, ja rata pyöristyy ympyräradaksi tähden lähettyville.
Tuoreen tutkimuksen mukaan (Kuva 1.) pienten planeettojen järjestelmät jäävät keskimäärin vakaiksi planeettakunniksi, ja jatkavat erittäin todennäköisesti tähtiensä kiertämistä ympyräradoilla miljardeja vuosia. Jos planeetat kuitenkin kasvavat Neptunuksen kokoisiksi tai suuremmiksi, ainakin noin 3.5 kertaa Maapallon kokoisiksi, niiden vuorovaikutukset pääsevät tuottamaan eksentrisiä kaasuplaneettoja. Suurten planeettojen syntyyn taas tarvitaan metallipitoisia tähtiä, joiden kertymäkiekoissa on ollut runsaasti raskaita aineksia planeettojen massiivisten ydinten rakennusaineiksi. Planeettakunnat siis muodostuvat ikään kuin kaksilla eri asetuksilla. Joko jättiläisplaneettojen kanssa tai ilman.
Ei kuitenkaan ole automaattista, että jättiläisplaneettoja syntyy edes korkean metallipitoisuuden tähtiä ympäröivistä kertymäkiekoista. Keskimääräistä korkeampi metallipitoisuus vaikuttaa olevan vaatimuksena niiden synnylle, muttei yksinään riitä. Siitä ovat todistusaineistona lukuisat planeettakunnat, joissa jättiläisplaneettoja ei koskaan syntynyt, vaikka metallipitoisuus onkin korkealla tasolla. Lisäksi, havaitut lainalaisuudet ovat vain tilastollisia, eivätkä tarkoita paljoakaan yksittäisen planeettakunnan kohdalla. Sattumalla on valtava rooli planeettojen synnyn taustalla, ja syntymekanismeissa on paljon tuntemattomia tekijöitä, joita voi kyllä tutkia tietokonesimulaatioilla mutta joille saattaa olla hankalaa saada tukea tähtitieteellisistä havainnoista. Siksi voimme olla varmoja, että paljon on vielä selvittämättä ja planeettojen muodostumismekanismit tuovat paljastuessaan taatusti mukanaan suuriakin yllätyksiä tulevaisuudessa. Niitä kuitenkin kannattaa tutkia, koska se auttaa kartoittamaan kuinka yleisiä maankaltaiset, elävät planeetat ovat maailmankaikkeudessa.
Vastaa
Kuin Aurinkokunta
On olemassa vain yksi tunnettu elävä planeetta. Kotiplaneettamme Maa on meille erityislaatuinen, koska asutamme sen pintaa. Maailmankaikkeudessa on kuitenkin monia muitakin monella tapaa vastaavankaltaisia planeettoja, eikä ole mitään syitä olettaa Maan olevan uniikki edes siksi, että sen pinta on biosfäärin peitossa. Monet tähtitieteilijät uskovat, että oman galaksimme miljardien planeettojen joukossa on lukuisia toisiakin elinkelpoisia kivenmurikoita, joiden pinnoille elämää on myös syntynyt. Koska meillä joka tapauksessa on vain yksi esimerkki elävästä planeetasta, on järkevää etsiä samankaltaisia maailmoja samankaltaisista planeettakunnista, jotta voisimme löytää toisia eläviä planeettoja. Silloin olisi etsittävä Aurinkokunnan tapaan vastaavanlaisia hierarkisia, sisäplaneettakunnan kivenmurikoihin ja ulkoplaneettakunnan kaasujättiläisiin jakautuneita planeettajärjestelmiä. Mutta jos haluaisimme havaita toisen planeettakunnan, joka on ominaisuuksiltaan kuten oma Aurinkokuntamme, miten lähtisimme etsimää sellaista?
Ensimmäiseksi on rajattava tarkastelu yksinäisiin auringonkaltaisiin tähtiin, jotka eivät ole kaikkein yleisimpiä tähtiä maailmankaikkeudessa. Valtaosa, noin 70% tähdistä on huomattavasti himmeämpiä punaisia kääpiötähtiä, joiden ominaisuudet poikkeavat Auringosta niin paljon, että niitä on mahdotonta laskea auringonkaltaisiksi. Merkittävästi kirkkaammat ja massiivisemmat tähdet eivät myöskään muistuta Aurinkoa mutta ne ovat samalla harvinaisia, koska polttavat ytimiensä vedyn fuusioreaktioissaan loppuun nopeassa tahdissa ja kuolevat nuorina, vain miljoonien vuosien kuluessa. Siinä välissä on sitten auringonkaltaisten tähtien joukkio, joista niistäkin vain osa on yksinäisiä tähtiä Auringon tapaan.
Tyypillisesti tähtitieteilijät puhuvat auringonkaltaisista tähdistä asettamalla jotkin raja-arvot niiden lämpötiloille. Auringon laskennallinen pintalämpötila, niin sanottu efektiivinen lämpötila, on noin 5780 kelviniä, eli 5510 celciusastetta. Laskennallista lämpötilaa käytetään, koska on ilmeisen hankalaa saada lämpömittareita tähtien lähelle, ja koska sen avulla tähtiä voi verrata mainiosti keskenään. Jos ajattelemme, että tähti on tietyssä lämpötilassa, se säteilee lämpötilansa mukaisella tavalla säteilyä eri aallonpituuksilla Stefan-Boltzmannin lain ennustamalla tavalla. Efektiivinen lämpötila kertoo sen, missä lämpötilassa tähti vapauttaisi havaitun määrän säteilyenergiaa, jos se olisi ideaalinen mustan kappaleen säteilijä, joka vapauttaa säteilyä vain lämpötilansa edellyttämällä tavalla. Vaikka tähdet eivät ole täydellisiä mustan kappaleen säteilijöitä, vaan niiden säteilyspektrissä on monenlaisia vääristymiä kuten spektriviivoja, efektiivinen lämpötila antaa eri tähdille mainion vertailukelpoisen lukeman.
Jos katsomme kaikkia tunnettuja eksoplaneettakuntia, ja koetamme ensin etsiä ne järjestelmien keskustähdet, joiden lämpötila vastaa auringonkaltaista keltaista pääsarjan ja spektriluokan G tähteä, voimme rajata tarkasteluun lämpötilavälillä 5300-6000 K olevat tähdet. Jotta löytäisimme myös samankaltaisia planeettakuntia, on syytä rajata tarkastelu tähtiin, joita kiertää jupiterinkaltaisia jättiläismäisiä kaasuplaneettoja. Sellaiseksi voidaan ajatella vähintään noin 3 AU:n etäisyydellä tähdestä kiertävä jättiläisplaneetta, joka on massaltaan ainakin saturnuksenkokoinen. Kolmen AU:n etäisyys valitaan siksi, että sen kohdalla sijaitsee Aurinkokunnan lumiraja, jonka takana vesi ja muut helpommin haihtuvat molekyylit ovat kiinteässä muodossaan tarjoamassa jättiläisplaneettojen ydinten syntyyn riittävästi materiaa. Tällä hetkellä sopivia jättiläisplaneettoja tunnetaan auringonkaltaisten tähtien kiertolaisina 188 kappaletta. Kun vielä hylätään joukosta selvästi Jupiteria soikeammalla radalla olevat planeetat, päädytään 42 planeetan ja tähden muodostamaan pariin. Niistä jokainen muistuttaa Aurinkokunnan Aurinko-Jupiter -pariskuntaa perusominaisuuksiltaan.
Mutta joukossa on yksi kohde, joka on erityisen tarkasti kuten Aurinkokunta, jos huomioi vain Auringon ja Jupiterin. Noin 60 valovuoden päässä meistä, tähteä HD 154345 kiertää hyvin tarkkaan jupiterinkaltainen planeetta, ja kiertolaisensa ansiosta järjestelmää onkin pidetty tarkimpana analogiana Aurinkokunnalle. Sen sisäplaneettakunnasta puuttuvat kaikki kaasuplaneetat ja luultavasti jopa supermaapallot, joten maankaltaisten planeettojen järjestelmä on voinut kiertää tähteä sen elinkelpoisen vyöhykkeen sisällä tai lähettyvillä jo vuosimiljardeja, antaen biosfäärin kehittyä sopivissa olosuhteissa kaikessa rauhassa. Hiukan kauempana, vajaan 160 valovuoden etäisyydellä on toinen hyvinkin tarkkaan Auringon ja Jupiterin kaltainen pari tähden HD 136925 järjestelmässä. On siksi selvää, että täysin samankaltaisia planeettakuntia ei ole aivan Auringon lähinaapurustossa.
Aurinkokunnan kanssa analogisia järjestelmiä tunnetaan kymmeniä, mutta yhdestäkään niistä ei tunneta maankaltaisia planeettoja. Syy siihen on yksinkertainen. Maankaltaisten planeettojen löydöt ovat yksinkertaisesti liian vaikeita saavuttaa nykymenetelmillä. Ylikulkumenetelmällä se on käytännössä mahdotonta, koska ylikulkujen todennäköisyys on maankaltaisille planeetoille häviävän pieni ja yksittäisiä ylikulkutapahtumia sattuisi silloinkin vain kerran vuodessa. On erittäin epätodennäköistä, että yhdenkään tunnetun auringonkaltaisen tähden, jota kiertää jupiterinkaltainen planeetta, kiviplaneetat kiertäisivät tähteä sopivalla radalla, jotta ylikulkuja voisi edes periaatteessa sattua. Vaikka se onkin tietenkin mahdollisuus, kapasiteettia tehdä eri puolilla taivasta sijaitsevista yksittäisistä tähdistä jatkuvia havaintoja riittävän tarkoilla instrumenteilla ei yksinkertaisesti ole. Radiaalinopeushavainnoilla voisi periaatteessa tehdä havaintoja kaikista sopivista tähdistä, mutta maankaltaisten planeettojen vetovoimavaikutusten erottaminen havainnoista on nykymenetelmillä edelleen saavuttamattomissa. Muilla havaintomenetelmillä mahdollisuuksia on vieläkin vähemmän.
Tarkkojen Aurinkokunnan kopioiden etsimisen sijaan, voidaan arvioida kuinka paljon aurinkokunnankaltaisia planeetakuntia on olemassa perustuen jupiterinkaltaisten planeettojen havaittuihin määriin. Hierarkisia aurinkokuntia voi olla jopa kuudella prosentilla tavallisista tähdistä. Niistä lähimmät ovat silloin aivan Aurinkokunnan lähettyvillä, mutta on laajennettava ajatusta siitä, minkälaiset tähdet ovat hyväksyttyjä. Jos kelpuutamme kaikki vakaat tähdet, jotka vain loistavat miljardeja vuosia, lähimmät aurinkokuntaa muistuttavat tähtijärjestelmät ovat lähitähtiemme joukossa. Koska punaisten kääpiötähtien kiertoradoille masiivisia kaasuplaneettoja syntyy vain aniharvoin, todellinen jupiterien yleisyys auringonkaltaisten tähtien kiertoradoila on huomattavasti kuuden prosentin arviota suurempi.
Olen kirjoittanut aiemmin Epsilon Indin jättiläisplaneetasta ja siitä, kuinka järjestelmä on monella tapaa samankaltainen suhteessa omaamme, vaikka planeetta onkin Jupiteria soikeammalla radalla. Se ei kuitenkaan ole vain 12 valovuoden etäisyydellä edes lähin järjestelmä, jossa on karkeasti jupiterinkaltainen planeetta. Vielä lähempänä, vain runsaan 10 valovuoden päässä Auringosta, sijaitsee Epsilon Eridani ja sen kiertolainen AEgir — jupiterinmassainen kaasuplaneetta, joka kiertää tähden runsaassa seitsemässä vuodessa noin 3.5 AU:n etäisyydellä. Vaikka Epsilon Eridani on alle miljardin vuoden ikäisenä huomattavasti Aurinkoa nuorempi tähti, sen planeettakunnassa on jättiläisplaneetan lisäksi muitakin kiinnostavia ja hyvin tuttuja piirteitä.
Epsilon Eridanin järjestelmä on hyvin pölyinen. Lämpösäteilyn havainnot ovat paljastaneet, että tähteä ympäröi Auringon tapaan asteroidivyöhyke juuri jättiläisplaneetan kiertoradan sisäpuolella. Aurinkokunnasta poiketen, asteroidivyöhykkeitä vaikuttaa kuitenkin olevan toinenkin jättiläisplaneetan kiertoradan ulkopuolella. Se kertoo siitä, että AEgirilla ei ole seuranaan toista lähekkäistä jättiläisplaneettaa kuten Saturnus on Aurinkokunnassa Jupiterin seuralaisena. Vieläkin ulompana, noin 70 AU:n etäisyydellä, tähteä ympäröi niinikään verrattaen tarkkarajainen pölyrengas, mikä kielii toistaiseksi tuntemattomien planeettojen olemassaolosta paimentamassa materiaa ulkoplaneettakunnassa. Jo renkaan olemassaolo vaatii selityksekseen jatkuvia ulkoplaneettakunnan komeettamaisten kappaleiden törmäyksiä, jotka vapauttavat uutta pölyä, koska muutoin tähden säteily olisi poistanut pölyn tähden kiertoradalta.
Kuva 1. havainnollistaa mainiosti Aurinkokunnan ja Epsilon Eridaniin järjestelmän samankaltaisuuksia. Sisäplaneettakunnassa AEgir paimentaa asteroidivöhykkeen kappaleita kuten Jupiter Aurinkokunnassa, mutta silmiinpistävänä erona on tietojen puuttuminen Epsilon Eridanin mahdollisesta sisäplaneettakunnasta. Tyhjä alue asteroidivyöhykkeen sisäpuolella ei kieli planeetojen puutteesta, vaan siitä, että sisäplaneetoille on mainiosti tilaa lähempänä tähteä, elinkelpoisen vyöhykkeen tietämillä. Ulkoplaneettakunnatkin ovat monella tapaa samankaltaisia, kun jälleen huomioi varmojen tietojen Epsilon Eridanin ulommista planeetoista puuttuvan. Jos planeettoja kuitenkin on, mihin viittaa pölyrenkaiden selvärajaisuus, kyse on suurella todennäköisyydellä suunnilleen Uranuksen ja Neptunuksen kanssa analogisista kappaleista.
Epsilon Eridanin sisäplaneettakunnan olemassaolo on puhdasta spekulaatiota, mutta fysiikan lait ovat muuttumattomia. Samat prosessit, jotka johtivat Maan ja Aurinkokunnan muiden kiviplaneettojen syntyyn, ovat joka tapauksessa olleet toiminnassa myös Epsilon Eridainin järjestelmässä. Sisäplaneettakunnan pöly on taatusti kasautunut yhteen suuremmiksi kappaleiksi, aina protoplaneetoiksi asti, ja lopputuloksena on taatusti ollut jonkinlainen planeettakunta, jos pölyä vain on ollut riittävästi. Ei ole hyviä syitä uskoa, että planeettakunta olisi kadonnut jonkin kosmisen oikun seurauksena, kuten tähden lähelle muuttaneen ja tähteen lopulta törmänneen vaeltavan jättiläisplanetan ansiosta. Sellaisesta ei ole mitään merkkejä, joten planeettojen on oltava olemassa, jos ne vain pääsivät muodostumaan.
Täsmälleen aurinkokunnankaltaisia planeettakuntia on jokseenkin turhaa koettaa etsiä eksoplaneettajärjestelmien joukosta, koska tietomme ovat niin puutteellisia ja planeettojen synnyn satunnainen luonne varmistaa, että identtisiä eksoplaneettakuntia tuskin löytyykään. Jupiterinkaltaiset planeetat ovat kuitenkin verrattaen yleisiä, ja niitä on havaittu kiertämässä jo aivan lähimpiä tähtinaapureitamme. Niiden voidaan ajatella siivoavan sisäplaneettakunnan ympäristön vaarallisista protoplaneetoista ja suurista asteroideista, mikä vähentää jatkossa järjestelmässä sattuvien elämälle kohtalokkaiden törmäysten määrää merkittävällä tavalla. Jos planeettakunnasta lisäksi puuttuvat kaikki supermaapalllot ja kuumat kaasuplaneetat, niistä kannattaa myös etsiä maankaltaisia planeettoja. Ainakin mahdollisuudet sellaisten järjestelmien maankaltaisten planeettojen elinkelpoisuudelle ovat suuret. Niin ainakin tietomme, perustuen ainoaan tunnettuun elävään planeettaan maailmankaikkeudessa, vihjaavat.
Vastaa
Missä jättiläisplaneetat hallitsevat
Vastasyntyneet planeetat eivät välttämättä ole pieniä. Tähtensä kiertoradalla kertymäkiekoksi kutsutun materiamuodostelman sisällä syntyvät planeetat kehittyvät hyvin nopeassa tahdissa suuriksi, ja ryhtyvät hallitsemaan ratojaan vetovoimansa avulla. Jättiläisplaneettojen synty on monella tapaa itseään voimistava prosessi. Mitä suuremmaksi planeetta ehtii kasvaa, sitä voimakkaampi sen vetovoima ja sitä nopeammin se kasvaa vetämällä puoleensa jäljelläolevaa materiaa tähden kertymäkiekosta. Tilannetta kutsutaan positiiviseksi takaisinkytkennäksi, ja se saa planeetat kasvamaan jättiläismäisiin mittoihin nopeasti.
Havaittaessa vastasyntyneitä planeettoja, peliin astuu mukaan valintaefekti. Mitä suurempi planeetta on kyseessä ja mitä nopeammin se kasvaa, sitä kuumempana se näyttäytyy havaittaessa lämpösäteilyn aallonpituuksilla. Näemme siksi helpoimmin planeettoja, jotka ovat jo ehtineet kasvaa valtaviksi ja jotka ovat jo imuroineet vetovoimallaan itseensä suuret määrät kaikesta ratansa lähettyvillä saatavilla olevasta materiasta. Koska muodostuminen on nopeaa, vain aniharva planeettakunta on sopiva syntyvien jättiläisplaneettojen havaitsemiselle. Jos planeetat taas eivät ole vielä kasvaneet suuriksi, emme voi nykytekniikalla havaita niitä. Siksi syntyvien planeettojen ja planeettakuntien tutkiminen on vaikeaa. Yhden esimerkin tarjoaa kuitenkin yli 350 valovuoden etäisyydellä oleva nuori tähti PDS 70.
Tähden PDS 70 nuoret planeetat ovat äärimmäisen kiinnostavia. Planeetoista PDS 70 c on osoittautunut ALMA -teleskooppimuodostelman havainnoissa olevansa tähden tapaan kertymäkiekon ympäröimä. Kyseessä on planeetta, jonka ympärille on luultavasti muodostumassa kuiden järjestelmä rinnastuen vaikkapa Jupiterin kuiden monimuotoiseen kokoelmaan. Koko planeettakunta on kuitenkin vasta rakentumassa, mistä on saatu uutta tietoa James Webb -avaruusteleskoopin havainnoista. JWST on erinomainen instrumentti syntymässä olevien planeettakuntien tutkimiseen, koska se on herkkä juuri sopivilla lämpösäteilyn aallonpituuksilla. Planeettojen syntyprosessien havainnointi onkin ollut yksi teleskoopin tieteellisistä peruspilareista sen suunnittelusta lähtien.
JWST kykenee havaitsemaan samanaikaisesti sekä tähteä kiertäviä planeettoja että sen materiakiekon lähettämää säteilyä. Uusissa havainnoissa näkyy, miten planeettojen vetovoima suorastaa kilpailee tähden vetovoiman kanssa jäljellä olevasta materiasta. Planeettojen gravitaatio on niin voimakasta, että ne imevät itseensä materiaa tähden ympäriltä ja kertymäkiekkoon kehittyy suoranaisia materiavirtoja ohjaamaan ainesta paneettojen pinnalle. Sen seurauksena järjestelmään on muodostunut havaittava, selvärajainen reunus (Kuva 1.) planeetoista ulomman radan ulkopuolelle. Raja kertoo kuinka kaukaa planeetat kylkenevät haalimaan materiaa itseensä kasvaessaan edelleen. Planeetat ovat muodostaneet itselleen rengasmaisen alueen, jossa ei näy merkkejä lämpösäteilyä vapauttavasta pölystä, koska lähes kaikki pöly on siivottu pois planeettojen vetovoimien vaikutuksesta.
Merkittävää on myös kasvavien planeetojen itsensä havainto JWST:n avulla. Se antaa mahdolisuuden tutkia niiden lähettämää valoa entistä tarkemmin. Havainnot kertovat ylimääräisestä säteilystä, jota ei voida selittää pelkkien planeettojen avulla, vaan molempien jättiläisplaneettojen ympärillä on todennäköisesti omat kertymäkiekkonsa kielimässä kuiden synnystä. Voimme verrata tilannetta oman Aurinkokuntamme Jupiteriin ja Saturnukseen. On välittömästi ilmeistä, että kuita ei ole muodostumassa vain PDS 70 -järjestelmän eksoplaneettojen kiertoradalle, vaan samat mekanismit tuottavat niitä valtavissa määrin kaikkialle, missä vain muodostuu jättiläisplaneettoja.
Edes JWST:n huikea tarkkuus ei kuitenkaan riittänyt kolmannen planeetan merkkien havaitsemiseen millään varmuudella. Aiempien havaintojen perusteella raportoitu kolmas kiertolainen on siten todennäköisesti planeetaksi tulkittu havaintokohinan tuottama häiriö, eikä tähdellä ole ylimääräisiä jättiläisplaneettoja kumppaneinaan. Sekin on kuitenkin merkittävä tieto, koska planeettojen synnyn ymmärtämisessä on tärkeää tietää minkälaisia planeettoja muodostuu ja minkälaisia ei.
Jos havaittujen jättiläisplaneettojen ratojen sisäpuolella ei ole lisää kaasujättiläisiä, tarjoaa tähden PDS 70 sisäplaneettakunta mainiot olosuhteet kiviplaneettojen synnylle. Kiinnostavuutta lisää aiempi, myöskin JWST:n avulla tehty, havainto vedestä sisäplaneettakunnan alueella. Kosteissa olosuhteissa syntyvät sisäplaneetat ovat kiehtova ajatus, mutta PDS 70 on vasta noin viisi miljoonaa vuotta vanha tähti, eikä Maata muistuttavien kiviplaneettojen synty ole vielä päässyt kunnolla vauhtiin sen sisäplaneettakunnassa. Protoplaneettoja eli planeettojen pienempiä esiasteita luultavasti jo on, ja planeettojen muodostuminen on käynnissä pölyn kasaantuessa aluksi pieniksi kappaleiksi ja lopulta niin suuriksi, että ne vaikuttavat toistensa ratoihin vetovoimallaan. Siinä kuitenkin kestää ainakin kymmeniä miljoonia vuosia, ja kaoottisen prosessin lopputulos on kaikkea muuta kuin varma. On mahdotonta ennustaa minkälaisia kiviplaneettoja järjestelmään on syntymässä.
Sisäplaneettakunnan muodostuminen ja koossapysyminen vaatii myös sen, että jättiläisplaneetat eivät vaella liian lähelle tähteä ja häiritse kiviplaneettojen syntyä. Jättiläisplaneetat voivat vaeltaa lähemmäs tähteään vuorovaikuttaessaan kertymäkiekon kanssa tai häiritsemällä vetovoimillaan toistensa ratoja. Pahimmillaan niistä sisempi saattaisi jopa päätyä aivan tähden lähelle kuumaksi jupiteriksi, mikä paljolti pyyhkisi pois koko kappaleiden kirjon sisäplaneettakunnasta, mukaan lukien muodostumaan ehtineet kiviplaneetat.
PDS 70 tarjoaa vasta toisen esimerkin usean planeetan järjestelmästä, jonka havaitseminen on onnistunut suoraan kuvaamalla. Se on siksi äärimmäisen arvokas kohde koettaessamme haalia tietoja planeettakuntien syntyprosesseista. Valtaosa tunnetuista nuorista planeettakunnista on hiukan vanhempia, jolloin jättiläisplaneetat eivät enää loista voimakasta lämpösäteilyä. Niiden muodostuminen on edennyt lähelle loppuaan ja ne ovat viilenneet, koska ovat saavuttaneet lopullisen kokonsa eivätkä enää kerää itseensä materiaa. Sellaisissa järjestelmissä voidaan havaita vain jäljelläoleva materiakiekko ja planeettojen vetovoimallaan siihen uurtamat symmetriset aukot. Planeetat kuitenkin jatkavat tähtensä kiertämistä kiekkoon siivoamiensa aukkojen kohdalla. Niiden tutkimiseen vain vaaditaan muita menetelmiä. Lämpösäteily ei enää paljasta niiden olemassaoloa.
Vastaa
Kaiken tappavaa säteilyä
Voimakas säteily jättää jälkensä planeetan kaasukehään. Säteilyn fotonit kuumentavat kaasukehän ulko-osia, ja saavat yhä useammat kaasun molekyylit hajoamaan. Fotonien luovuttaessa energiansa molekyyleille ja niistä irronneille atomeille, yhä useampi atomi saavuttaa planeetan vetovoimakehtästä pakenemiseen vaadittavan nopeuden. Keveimmät niistä karkaavat luonnollisesti ensimmäisenä vetyatomien johdolla, mutta säteilyllä on vaikutuksensa koko kaasukehän kemiaan ja koostumukseen. Jos pieni kiviplaneetta kohtaa liian voimakkaan säteilyvuon kiertoradallaan, se menettää lopulta kaasukehänsä avaruuteen, eikä kykene ylläpitämään elinkelpoisuuttaan. Ei edes silloin, kun sen kiertorata on asettunut mukavasti keskelle tähden elinkelpoista vyöhykettä.
Kaasukehän olemassaolo on ehdoton välttämättömyys, jotta eksoplaneetta voisi kyetä ylläpitämään biosfääriä pinnallaan. Siksi tähtitieteilijät ovat ensi tilassa keskittyneet etsimään merkkejä pienten kiviplaneettojen kaasukehistä varmentaakseen niiden olevan olemassa ja tutkiakeen sitten niiden ominaisuuksia. Tähtiään lähellä kiertävien kiviplaneettojen kaasukehistä ei toistaiseksi ole havaittu merkkejä kuin voimakkaan tulivuoritoiminnan yhteydessä, laavaplaneettojen olosuhteissa. Viileämpien Maan kokoluokan planeettojen suhteen merkkejä kaasukehistä ei ole vielä havaittu millään varmuudella. Kyse on kuitenkin vain numeroleikistä: kun havaitsemme riittävän monen planeetan ylikulkuja riittävän pitkään, saamme lopulta esiin merkkejä myös kaasukehien olemassaolosta niistä joidenkin kohdalla. Emme kuitenkaan kaikkien, koska aktiiviset tähdet voivat saada planeettansa vuotamaan kaasukehänsä avaruuteen hyvinkin lyhyessä aikaskaalassa.
Kaikki planeetat vuotavat kaasua avaruuteen, joten kaasukehän olemassaolon suhteen on kyse vuodon suuruusluokasta. Sitä puolestaan voi arvioida mallintamalla röntgenalueen ja korkeaenergisen ultraviolettisäteilyn vaikutusta planeettojen kaasukehiin. Ensin on kuitenkin tehtävä havaintoja tyypillisten tähtien tuottamasta korkeaenergisestä säteilystä. Mainio kohde sellaisille havainnoille on lähitähti Wolf 359, joka vain 7.9 valovuoden etäisydellä muodostaa yksinään Aurinkoa viidenneksi lähimmän tähtijärjestelmän. Se on pieni, punainen kääpiötähti, ja yksi harvoista yksinäisistä lähitähdistä, joiden kiertoradalta ei toistaiseksi tunneta varmuudella planeettoja. Tähteä saattaa kiertää Neptunusta massiivisempi planeetta suhteellisen kaukaisella, noin 8 vuoden kiertoradalla, mutta sen olemassaoloa ei ole saatu varmennettua. Sellaisen kaasuplaneetan kiertoradan sisäpuolella on kuitenkin joka tapauksessa runsaasti tilaa pienille Maan kokoluokan kiviplaneetoille.
Wolf 359 on hyvin pieni ja aktiivinen, ja aktiivisuutensa puolesta ehkäpä jopa tyypillisempi punainen kääpiö kuin meitä lähempänä sijaitsevat Proxima Centauri ja Barnardin tähti. Vastaavankaltaisilla tähdillä on lähes poikkeuksetta kiertolaisinaan pienten kiviplaneettojen joukkio lähellä tähteään, elinkelpoisen vyöhykkeen kohdalla ja sen kuumalla sisäpuolella. Mutta voisiko tähden Wolf 359 planeettakunnassa olla elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja, jotka kykenevät myös säilyttämään elinkelpoisuutensa eivätkä menetä kaasukehiään tähden aktiivisuuden puristuksessa?
Tuoreiden Chandra- ja XXM-Newton -avaruusteleskoopeilla tehtyjen havaintojen mukaan, elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneetat tähden Wolf 359 ympärillä, jos niitä on olemassa, ovat todellisissa ongelmissa. Teleskooppien havaintojen avulla määritetty tähden tasaisesti tuottama röntgenalueen säteily (Kuva 1.) antaa mainiot mahdollisuudet arvioida säteilyn vaikutuksia planeettoihin. Yhdessä korkeaenergisen ultraviolettisäteilyn kanssa, Wolf 359:n tuottama röntgenalueen säteily riittää riisumaan pienet kiviplaneetat kaasukehistään jopa miljoonassa vuodessa — silloin järjestelmän pienten kiviplanettojen kaasukehät olisivat tuhoutuneet jo kauan sitten.
Tutkijat tarjoavat kuitenkin kaksi ehtoa sille, että Wolf 359:n elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoilla voisi olla kaasukehät suojanaan. Edellytyksenä on, että planeetta kiertää elinkelpoisen vyöhykkeen viileällä ulkoreunalla ja sillä on peittonaan raskaampien atomien molekyyleistä kuten hiilidioksidista muodostunut kaasukehä. Muussa tapauksessa planeetat menettäisivät kaasukehänsä huomattavasti nopeammassa aikaskaalassa kuin vaaditaan elämän kehittymiseen monimuotoiseksi biosfääriksi. Esimerkiksi maankaltainen planeetta Wolf 359:n järjestelmässä menettäisi kaasukehänsä noin kahdessa miljardissa vuodessa, jolloin sen pinnalle ei koskaan voisi muodostua planeetaltamme tuttua pinnan peittävää biosfääriä. Ei siis ainakaan noudattaen oman evoluutiohistoriamme tapaan noin neljän miljardin vuoden aikataulua. Tulos saattaa olla yleistettävissä muihin vastaavankaltaisiin tähtiin, muttei välttämättä hiukan massiivisempiin ja siten kirkkaampiin punaisiin kääpiöihin, joiden elinkelpoiset vyöhykkeet ovat vastaavasti kauempana.
Tähden Wolf 359 havainnoista saadut tulokset eivät ole ainoita laatuaan. Toinen verrattaen läheinen kohde, L 98-59, joka on hiukan massiivisempi mutta sijaitsee noin neljä kertaa kauempana, on myös ollut tutkimuksen kohteena, koska sitä kiertää ainakin neljä, ehkä jopa kuusi, pientä kiviplaneettaa siistissä muodostelmassa verrattaen lähellä tähden pintaa. Tulokset säteilyn vaikutuksesta sen planeettojen kaasukehiin paljastavat toisenlaisia ongelmia elävien planeettojen havaitsemiselle. Kiviplaneetat tähden L 98-59 järjestelmässä ovat saattaneet kuivua ja hapettua elinkelvottomiksi säteilyn vaikutuksesta.
Aivan tähtensä viereen, tiukkaan pakatuille radoille asettuneet planeetat menettävät todennäköisesti kaiken vetensä tähtensä intensiivisessä säteilyssä verrattaen nopeasti, vaikka pitäisivätkin kiinni kaasukehistään, mikä ei siis ole varmaa. Voimakkaan ultraviolettisäteilyn kärventäessä planeettojen kaasukehiä, niiden sisältämä vesihöyry on erityisen alttiina säteilylle. Vesimolekyylit hajoavat säteilyn vaikutuksesta ja prosessissa vapautuvat keveät vetyatomit karkaavat avaruuteen. Jäljelle jää vain happi, joka takuulla reagoi planeettojen pintojen aineksen kanssa, mutta pysyy myös kaasukehissä pitkiä aikoja. Sellaisessa tilanteessa pyrkimyksemme havaita kaasukehien happipitoisuutta merkkinä yhteyttävästä elämästä kokevat valtaisan kolauksen. Happipitoinen kaasukehä saattaa olla merkkinä tähden säteilystä ja muinaisesta veden olemassaolosta, ja elämän merkkien havaitseminen vain happimolekyylien merkkejä havaitsemalla voidaan unohtaa.
Käsillä on kaksi elämän merkkien etsinnälle ongelmallista tulosta. Punaisten kääpiötähtien kiviplaneetat saattavat olla täysin kaasukehättömiä kappaleita, koska tähdet itse eivät ole suotuisia kiviplaneetttojen kaasukehien olemassaololle. Poikkeuksen voi muodostaa elinkelpoisen vyöhykkeen ulkoreuna, jolla kaasukehien olemassaolo voi olla mahdollista, jos ne vain koostuvat tarpeeksi raskaista alkuaineista. Silloinkin suuri osa niiden pintavedestä saattaa olla jäätynyttä. Sellaiset planeetat ovat kuitenkin mahdollisesti kauttaaltaan jäässä, jolloin kyse on lähinnä jääkuoren peittämistä kappaleista, joiden edellytykset ylläpitää elämää pinnallaan ovat heikot.
Tähtien säteily saattaa myös tuottaa ainakin jonkin verran kiviplaneettoja, joiden kaasukehissä on merkittäviä määriä vapaata happea. Silloin yksi parhaista kaavailluista menetelmistä havaita eläviä planeettoja, etsimällä yhteyttävän elämän merkkinä vapaata happea, ei olisikaan millään tavalla ratkaisevassa roolissa. Tähtien säteily voi siksi tappaa planeetan elinkelpoisuuden lisäksi myös mahdollisuudet saada varmuutta planeettojen yhteyttävien biosfäärien olemassaolosta. Punaisten kääpiötähtien poistuminen elinkelpoisten tähtijärjestelmien listalta olisi kuitenkin niin valtaisa pettymys, ettemme voi aivan vielä kiirehtiä vetämään varmoja johtopäätöksiä. Etenkään, kun tulokset antavat siitä vasta viitteitä kouralliselle parhaiten tutkittuja tähtiä.
Vastaa
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.
Vastaa
Pilvien peitossa
Aurinkokuntamme pintaolosuhteiltaan kuumin kiviplaneetta, Venus, tarjoaa mainion muistutuksen kuinka planeetta voi olla niin tiiviisti pilviverhon syleilyssä, ettei sen pintaa ole helppoa havaita edes naapuriplaneetalta käsin. Pilvet peittävät täysin Venuksen pinnan, ja ovat niin paksuja, ettei pinnan tarkkailu onnistu näkyvän valon avulla lainkaan. Radioalueella on toisin, ja Venuksen pintaa voikin kartoittaa tutkan avulla, jos lähettää sen kiertoradalle robottiluotaimia varustettuna tehokkaalla tutkalla. Eksoplaneettojen kohdalla luotainten lähettäminen paikan päälle ei tietenkään onnistu vielä pitkiin aikoihin, jos koskaan, joten planeettojen ominaisuuksia on tutkittava muilla keinoin. Pilvet tuottavat silloin vakavia hankaluuksia yrityksillemme ymmärtää niiden ominaisuuksia.
Aivan ilmeisin pilvien tuottama hankaluus on, että paksua pilviverhoa on vaikeaa erottaa planeetan pinnasta parhaalla havaintomenetelmällämme, ylikulkumenetelmällä. Estämällä tähden säteilyn kulun lävitseen, pilviverho saa itse asiassa planeetan näyttäytymään hiukan suurempana kuin mitä se todellisuudessa on. Jos planeetan massa tunnetaan, pilvinen planeetta näyttää silloin koostuvan keskimäärin keveämmistä aineksista, joten pilvet muuttavat myös saatuja arvioita planeettojen koostumuksesta.
Pilvet kuitenkin vaikuttavat toisella, vieläkin merkittävämmällä tavalla arvioihin eksoplaneettojen ominaisuuksista. Ne jakavat planeetan kaasukehän kahteen osaan: pilvien alapuoliseen ja yläpuoliseen. Pilviverhon yläpuolella kaasukehä on paljon alapuolta ohuempi, joten sen vaikutus esimerkiksi tähden valoon, kun valo kulkee kaasukehän ulko-osien läpi, on paljon pienempi kuin pilvettömässä tapauksessa. Pilvet saavat planeetan kaasukehän näyttämään harvemmalta kuin se todellisuudessa on. Seurauksena on hankaluuksia saada minkäänlaisia arvioita kaasukehän kemiallisesta koostumuksesta. Erilaisten kaasukehän molekyylien pitoisuusarviot muuttuvat paljon epävarmemmiksi, ja kaasukehän havaitsemisesta tulee paljon vaikeampaa samalla, kun kaasukehän molekyylien tunnistaminen ja erottaminen toisistaan vaikeutuu. Planeetan eri puoliskojen suuret lämpötilaerot ovat kuitenkin aina merkkinä kaasukehän ja sen lämpöä tasaavan vaikutuksen puuttumisesta. Mahdollisuudeksi jää silloin havaita kaasukehän lämpötilajakautumaa ja todeta lämmön voivan siirtyä valoisalta puolelta pimeälle merkkinä sitä siirtävän väliaineen olemassaolosta.
Ylikulkumenetelmällä saadaan kuitenkin vain vähän tietoa läheisten kiviplaneettojen kaasukehien koostumuksista, ja sekin vähäinen määrä, joka on tarjolla, on alttiina tulkinnallisille ongelmille. Esimerkin tarjoaa TRAPPIST-1 järjestelmän sisimpien planeettojen tutkimus. Planeetoista kaikkein lähimpänä tähteään sijaitseva TRAPPIST-1 b on ollut yksi ensimmäisistä kiviplaneetoista, jonka kaasukehää ja sen koostumusta on koetettu tutkia James Webb -avaruusteleskoopin suunnatonta infrapuna-alueen tarkkuutta hyödyntäen. Aiemmat tulokset, jotka perustuivat JWST:n havaintoihin 15 mikronin aallonpituusalueella, kertoivat planetan kaasukehän olevan korkeintaan vain hyvin harva tai jopa puuttuvan kokonaan. Tulosten mukaan planeetalla ei ole venuksenkaltaista, paksua hiilidioksidin muodostamaa kaasukehää. Vastaavia tuloksia on saatu toiseksi sisimmän planeetan TRAPPIST-1 c ylikulkuhavainnoista.
Juuri 15 mikronin aallonpituusalueella hiilidioksidista koostuva kaasukehä absorboi voimakkaasti säteilyä, jolloin havainnot näyttäisivät planeetan näennäisen koon olevan suurempi sillä kohtaa säteilyspektriä. Sellaista efektiä ei kuitenkaan havaittu, joten tutkijoiden tulkinta oli, että planeetalla ei ole paksua hiilidioksidikaasukehää. Ajateltiin, että kaasukehä puuttuisi silloin kokonaan, joten planeetta olisi vain tummasta kiviaineksesta koostuva karu kivenmurikka lähellä tähteään. Tutkijat puhuivat tummasta pinnasta siksi, että planeetta näytti heijastavan tähtensä valoa vain hyvin vähän tarkkailtaessa sen kulkua tähtensä taakse.
Mutta havaintoja on nyt tehty lisää, ja ne täydentävät tietämystä planeetan ominaisuuksista mielenkiintoisella tavalla. Uudet havainnot noin 13 mikronin aallonpituuksilla auttavat saamaan lisää tietoa planeetan ominaisuuksista. Uusien havaintojen mukaan planeetan pinta ei vaikutakaan enää tummalta kiviainekselta, vaan sen koostuminen ultramafisista, vaaleammista kivilajeista, jotka heijastavat säteilyä enemmän, vaikuttaa todennäköisemmältä. Tutkijat eivät kuitenkaan tekisi työtään perusteellisesti, jos he eivät kyseenalaistaisi aiempia arvioita kokonaisuudessaan. Jos TRAPPIST-1 b ei olisikaan karu, kaasukehätön kiviplaneetta, havaintoihin sopisi kuin sopisikin myös hiilidioksidista koostuva kaasukehä, jonka täyttää jostakin kuivista hiukkasista koostuva utu. Kyse ei ole pilvistä, mutta utu voi aiheuttaa monella tapaa vastaavia lopputuloksia muuttaen kaasukehän kerroksittaiseksi kuten vaikkapa Titanissa ja omalla planeetallamme.
Olemme siis tavallaan lähtöpisteessä. Olemme saaneet tietoa planeetan TRAPPIST-1 b ominaisuuksista, muttemme edelleenkään osaa päätellä luotettavasti mitä havainnot tarkoittavat edes sen suhteen, onko planeetalla kaasukehää vai ei. Kyse on silti lopultakin vain hyvin inhimillisestä ongelmasta. Olemme pohjattoman uteliaina ihmisinä äärimmäisen kiinnostuneita saamaan selville mahdollisimman pian minkälaisia maailmoja lähimmät tähtinaapurimme pitävät kiertoradoillaan. Tiede on kuitenkin hitaammin etenevä prosessi, jossa esitetään havaintoja ja niiden tulkintoja, jotka voivat aina joutua kyseenalaistetuiksi uusien havaintojen myötä — kunnes saavutetaan tulkintoja, joita ei enää ole perusteita kyseenalaistaa. Silloin on saavutettu luotettavaa tieteellistä tietoa, jonka voidaan katsoa kuvaavan todellisuutta tarkasti. Pienten, kivisten eksoplaneettojen ominaisuuksien tutkimuksessa sellaista varmuutta vain saadaan, monessa tapauksessa, odottaa vielä vuosia tai jopa vuosikymmeniä. On joka tapauksessa jatkuvasti huikean kiinnostavaa seurata mitä sadat eksoplaneetoista kiinnostuneet tutkijat saavat seuraavaksi selville, koska heidän löytönsä auttavat kertomaan myös omasta paikastamme maailmankaikkeudessa ainoan toistaiseksi tunnetun biosfäärin edustajina.
Eksoplaneetta TRAPPIST-1 b ei kaikesta havaintojen ja havaintomenetelmien epävarmuudesta huolimatta ole kovinkaan todennäköisesti onnistunut pitämään kiinni kaasukehästään aivan aktiivisen aurinkonsa vieressä. Se on takuuvarmasti vuorovesilukkiutunut kivenmurikka, joka näyttää aina saman puoliskonsa tähdelleen. Suunnattomat vuorovesivoimat repivät ja raastavat planeetan pintaa, aiheuttaen runsasta vulkanismia ja aktiivisuutta planeetan pinnalla. Laava virtaa ja purkaukset sekä järistykset tärisyttävät planeetan kuorta säälimättömällä säännöllisyydellä. Jos hiilidioksidia purkautuukin pinnan alta planeetan peitoksi, tähden hiukkastuuli ja voimakkaat purkaukset puhaltavat ohuen kaasukehän armotta avaruuteen jättäen pinnan vaille kaasukehän tuomaa suojaa.
Sellainen vaikuttaa ainakin todennäköisimmältä arviolta planeetan todellisesta luonteesta. Kukapa tietää kuinka lähelle todellisuutta lopultakin osuu.
Vastaa
Tutkijoiden tieteellinen elinkaari
Tähtitieteilijät saavuttavat kouluttautuessaan ja alallaan työskennellessään erityislaatuisen osaamiskokonaisuuden. Tieteentekemisen perustaitojen lisäksi he oppivat monenlaisia asioita, jotka ovat oleellisia suurelle osalle tähtitieteilijöistä. Kyse ei kuitenkaan ole osaamisesta kaukoputkeen tiirailussa tai tähtikuvioiden tuntemuksessa, vaan modernin aikakauden teknisistä taidoista, jotka ovat sovellettavissa monilla aloilla.
Tähtitieteilijät osaavat esimerkiksi rakentaa monenlaisia automaattiseen aineistojen käsittelyyn ja visualisointiin tarvittavia ohjelmistoja. He voivat huolehtia tietojärjestelmistä ja niiden tarvitsemista laitteistoista. He voivat toimia suunnittelemassa ja toteuttamassa tieteellistä laskentaa vaativia monimutkaisia asiantuntijatehtäviä. He osaavat laskea ennusteita ja arvioita, sekä todennäköisyyksiä ja tilastoja. Tähtitieteilijät osaavat mallintaa kompleksisia järjestelmiä, hallita epävarmuuksia ja tuottaa havainnollisia, visuaalisia koosteita. He ovat loistavia raportoimaan ja kirjoittamaan tarkkoja kuvauksia monimutkaisistakin kokonaisuuksista ja osaavat tarttua olennaisiin asioihin epäolennaisuuksien viidakossa. Tähtitieteilijät ovat oleellisesti fyysikoita, jotka osaavat niin tietojenkäsittelyä kuin monimutkaista matematiikkaakin, ymmärtävät kemiasta ja elektroniikasta, ja kykenevät rakentamaan niin ohjelmistoja kuin laitteitakin. Vaikka jokaisella tähtitieteilijällä onkin hyvin omintakeinen osaaminen ja kokemus, he ovat myös nopeita oppimaan uutta ja hallitsemaan suuria asiakokonaisuuksia tehden työtä mainiosti niin yksin kuin suurissa tutkimusryhmien verkostoissakin.
Sellaisella osaamisella on kysyntää. Siksi tähtitieteilijöillä ei ole ylittämättömiä ongelmia työllistymisensä kanssa yliopistojen tutkijankammioiden ulkopuolella. Eikä ole ihme, että monet heistä haluavatkin moninkertaistaa vaatimattomat palkkansa yksityisellä sektorilla saaden samalla vakaan ja turvatun taloudellisen tilanteen, pitkät lomat ja mahdollisuuden tehdä tulevaisuudensuunnitelmia vailla ainaista epävarmuutta siitä, millä maksaa edes vuokra määräaikaisen rahoituksen päättyessä. Kannustimet jättää tutkimus ja siirtyä tuottamaan kaupallisesti myytäviä hyödykkeitä ovat suuria, eivätkä tähtitieteilijät ole niille immuuneja. He ovat vain ihmisiä, ja heidän valintansa jättää tieteellinen perustutkimus ja yliopistot voi olla hyvinkin ymmärrettävä. On silti sääli nähdä, miten vuosikausien aikana hankittu osaaminen ja kokemus jää hyödyntämättä tutkijan siirtyessä vaikkapa hallinnollisten tehtävien pariin tai kokonaan toiselle alalle.
Toimittuani lähes kaksi vuosikymmentä ammattitutkijana, olen nähnyt läheltä, kun kokeneetkin tutkijat jättävät yliopistomaailman ja lähtevät kohti keveämpiä haasteita. Monet kollegani ovat vuosien saatossa hylänneet alan, jota rakastavat, ja joka on antanut heille mahdollisuuden tavoitella unelmiaan. He ovat halunneet saavuttaa uutta tietoa, saada selville universumin salaisuuksia ja kertoa niistä ensimmäisenä koko maailmalle. Ja lopulta he ovat jättäneet tieteen ja toimimisen ammattitutkijana ja tyytyneet tavoittelemaan maallisempia tai käsinkosketeltavampia asioita. Sellaisia kuin oman perheen vakaa taloudellinen tilanne tai mahdollisuus suunnitella omaa tulevaisuutta. Tai vain oma henkinen hyvinvointi. Asiasta on kuitenkin ollut saatavilla vain hyvin hajanaista tutkimustietoa, ja on ollut vaikeaa arvioida kuinka kauan tutkijat tyypillisesti viihtyvät akateemisilla urapoluillaan. Tuore tutkimus valaisee tutkijoden urapolkuja hyvin käsinkosketeltavalla tavalla tieteen, teknologian, insinööritieteiden ja matematiikan saralla.
Tutkijoiden puoliintumisaika
Radioaktiivisilla aineilla on puoliintumisaikansa. Kyse on fyysikoiden tavasta vertailla eri alkuaineiden radioaktiivista hajoamista laskemalla niiden tunnettuun hajoamistodennäköisyyteen perustuen kuinka kauan kestää, että puolet aineen atomeista on kokenut radioaktiivisen hajoamisen. Puoliintumisajan jälkeen alkuperäisen aineen atomeita on jäljellä puolet, toisen puolen muunnuttua toisiksi aineiksi. Se toimii hyvänä analogiana puhuttaessa tieteellisen uran kestosta. Voimme esimerkiksi koettaa määrittää kuinka kauan kestää, että puolet tieteellisen uransa aloittaneista tutkijoista on jättänyt tutkimuksen teon ja siirtynyt muihin tehtäviin. Puolalaistutkijat Marek Kwiek ja Lukasz Szymula onnistuivatkin toteuttamaan juuri sellaisen määrityksen perustuen siihen, kuinka monelta vuodelta tutkijoilla on tieteellisiä julkaisuja. Jos ensimmäisenä vuotena pitää sitä vuotta, kun tutkija julkaisee ensimmäisen tieteellisen tutkimuksensa, yksin tai osana ryhmää, voidana katsoa julkaistujen tutkimusten tilastoja ja selvittää minkä vuoden jälkeen kyseinen tutkija ei enää esiinny tieteellisessä kirjallisuudessa. Siitä saadaan määritettyä karkeasti tieteellisen uran kesto.
Määrityksessä on luonnollisesti useita ongelmia. Monen tutkijan tieteellinne ura alkaa kauan ennen ensimmäisen tieteellisen julkaisun ilmestymistä, ja vastaavasti, monen ura päättyy jopa vuosia ennen vimeisen julkaisun ilmestymistä, koska tieteessä julkaisuaikataulut saattavat venyä jopa useiksi vuosiksi. On tavallista, että tuoreissa julkaisuissa esiintyy jopa sellaisten tutkijoiden nimiä, jotka ovat jo kuolleet vuosia aiemmin, koska he kuintenkin antoivat kyseiselle tutkimukselle oman panoksensa vielä eläessään. Lisäksi moni tieteellinen ura saattaa päättyä jo ennen ensimmäistäkään tieteellistä julkaisua, koska akateemisessa maailmassa tutkimusrahoituksen saaminen ja työpaikat ovat harvinaista herkkua, jota ei yksinkertaisesti riitä kaikille. Ehkä rahoitusta ei saa, ellei kykene osoittamaan kyvykkyyttään julkaisujen muodossa. Sellaisia taas ei välttämättä ole mahdollisuuksia saada valmiiksi päivätyön ohella, vailla tutkimusrahoitusta.
Kwiekin ja Szymulan tulosten mukaan tutkijoiden puoliintumisaika on kuitenkin konkreettinen suure ja lukuarvoltaan noin 10 vuotta. Se ei ole aivan niin matala, kuin pahimmissa arvioissa on ounasteltu, mutta osoittaa kuitenkin vääjäämättä, että lukemattomien tutkijoiden tieteelliset urat jäävät auttamatta torsoiksi ja pitkäkään yli vuosikymmenen aikana saavutettu tutkimuskokemus ei tee uran jatkumisesta paljoakaan sen todennäköisempää kuin muutaman vuoden jälkeen, väitöskirjan juuri valmistuttua. Kukaan ei tietenkään oleta jokaisen tai edes suurimman osan tutkijakoulutuksen saaneista jäävän akateemiseen maailmaan mutta vauhti, jolla kokeneetkin tutkijat hylkäävät perustutkimuksen vielä 15 vuoden jälkeenkin on merkki raskaista rakenteellisista ongelmista.
Toinen puolalaistutkijoiden löytö liittyy tieteellisten urien sukupuoliriippuvuuteen. Puolet naistutkijoista nimittäin jättää julkaisemisen ja siten tieteenteon jo kahdeksan vuoden kuluessa, kun miestutkijoista puolet karsiutuu pois vasta kahdessatoista vuodessa. Vaikka lukemissa on tieteenalakohtaisia ja maakohtaisia vaihteluita — tutkijoiden tuottama mainio työkalu tulosten tarkasteluun auttaa hahmottamaan asiaa — tulos on selvä. Naisilta tieteellinen ura perustutkimuksen parissa jää useammin lyhyeksi kuin miehiltä. Positiivista kehitystä kuitenkin tapahtuu. Sukupuolten väliset erot ovat hiljalleen kaventumassa, ja ilokseni huomaan tuloksista, että fysikaalisissa tieteissä, joihin tähtitiedekin kuuluu, erot on saatu lähes eliminoitua, vaikka naisten määrä onkin edelleen miehiä huomattavasti vähäisempi. Naiset eivät siis hakeudu fysikaalisten tieteiden pariin yhtä suurella todennäköisyydellä kuin miehet, mutta jos he hakeutuvat, he pysyvät tutkimuksen parissa yhtä pitkään. Pahimpia sukupuolten väliset erot julkaisevana tutkijana pysymisessä ovat nykyisellään biotieteissä (Kuva 2.).
Pelkkä julkaisujen tuijottaminen ei auta tarkastelemaan taustalla vaikuttavia syitä. Syitä onkin tutkittu useissa kyselytutkimuksissa, ja pääpiirteittäin tutkijat kaikkialla jättävät perustutkimuksen samoista syistä. Taustalla vaikuttavat niin perhesyyt kuin vakituisen, paremmin palkatun työn tavoittelu ainaisen akateemisen epävarmuuden ja verrattaen heikon palkkauksen sijaan. Syyt ovat aivan ilmeisiä, ja mainiosti jokaisen akateemisessa maailmassa työskentelevän tiedossa. Niihin vain ei voi puuttua puuttumatta rahoitusmalleihin ja luopumatta ainaisesta poliitikkojen vaatimuksesta kilpailla verissä päin niistä vähistä tiederahoituksen murusista, joita heidän miljardibudjeteistaan akateemiseen maailmaan putoaa. Tieteellisen julkaisupolitiikan negatiivinen vaikutus tieteeseen ja tutkijoiden toimintaan ei sekään ole salaisuus, mutta siihenkin puuttuminen vaatisi suurten tieteen julkaisuyhtiöiden valtavien liikevoittojen poistamista ja siirtämistä itse tieteellisen työskentelyn resursseiksi. Sekin siis vaatisi poliittisia ratkaisuja.
Akateeminen maailma kuluttaa jäsenensä loppuun, jauhaa heidä palasiksi, roikottaa heitä löysässä hirressä, ja vaatii sitten kilpailemaan katoavista resursseista verissä päin. Puolet yliopistojen henkilöstöstä miettiikin jatkuvasti siirtymistä pois yliopistomaailmasta. Tilanne on tietenkin haitallinen niin innovaatioiden kuin pitkäjänteisen perustutkimuksenkin näkökulmasta. Kaikkein raainta se on kuitenkin ihmisille itselleen. Jos on omistautunut tieteelle ja omaksunut tieteen edistämisen — tutkijuuden — osaksi omaa identiteettiään, ei yliopistomaailmasta pakeneminen välttämättä ole enää realistinen mahdollisuus. Edes osittain vapaata perustutkimusta kun ei tehdä oikein missään muualla. Sen tien päässä taas odottaa niin kovin monelle perusteellinen loppuunpalaminen ja uran loppuminen terveydellisten ja muiden ongelmien taakan alle. Silloin menetämme yhteiskuntana valtavat määrät korkein kustannuksin luotua ja rakennettua osaamista ja ymmärrystä, jonka hyödyntäminen olisi vaatinut enää vain hyvin pieniä taloudellisia lisäresursseja.
1 kommenttia “Tutkijoiden tieteellinen elinkaari”
Vastaa
Milloin punaisten kääpiötähtien planeetat ovat elinkelpoisia?
Toiveet löytää maankaltaisia, elinkelpoisia maailmoja pienten punaisten kääpiötähtien järjestelmistä ovat kokeneet kolauksen toisensa jälkeen. Vaikka kooltaan ja lämpötilaltaan sopivia planeettoja on runsain mitoin jo aivan lähimmissä planeettakunnissa, niiden elinkelpoisuuden esteenä on lukuisia tekijöitä, joista jokainen asettaa omat fysikaaliset esteensä elämän mahdollisuuksille.
Planeettojen vuorovesilukkiutuminen on yksi merkittävä ero, jonka mukanaan tuomien haasteiden yksityiskohdilla voimme lopultakin vain spekuloida. On mahdollista, että vuorovesilukkiutuminen tekee planeetoista vain osittain elinkelpoisia jättäen suuria alueita planeettojen valaistuilla ja pimeillä puolilla tyystin elinkelvottomiksi. Kaasukehät ovat oleellisessa roolissa sellaisilla planeetoilla tasaamassa lämpöä puoliskojen välillä, mutta silloinkin oman haasteensa tuottavat taatusti jatkuvat valtaisan voimakkaat myrskytuulet, jotka muodostuvat vääjäämättä epätasaisen lämpötilajakautuman seurauksena.
Haasteensa tuottavat myös punaisten kääpiötähtien voimakkaat ja yleiset purkaukset, jotka piiskaavat planeettojen pintoja korkeaenergisillä hiukkasilla ja voimakkaalla ultravioletti- ja röntgensäteilyllä. Ne tekevät planeettojen valoisista puoliskoista vaarallisia elinympäristöjä kaikenlaisille elämänmuodoille, jotka eivät voi hakeutua pinnan alle suojaan. Vaikka säteily tuhoaakin herkästi orgaaniset molekyylit, purkaukset voivat myös muokata planeettojen kaasukehien kemiaa arvaamattomilla tavoilla tuottaen kemiallisia yhdisteitä, jotka suojaavat planeettojen pintoja entistä paremmin. Ne voivat jopa edesauttaa elämän synnyssä tuottaen uusia orgaanisia yhdisteitä. Hajottaessaan vesimolekyylejä ultraviolettisäteily tuottaa kuitenkin vakavia ongelmia elämälle. Vesimolekyylien hajotessa kevyt vety karkaa helposti avaruuteen jättäen reaktiivisen hapen taakseen raskaampana molekyylinä. Se reagoi herkästi kohtaamiinsa yhdisteisiin ja hävittää nopeassa tahdissa vaikkapa orgaaniset yhdisteet tuottaen hiilidioksidia ja typen oksideita.
Hiukkaspurkaukset eivät kuitenkaan tuota suurta vaaraa, jos planeettojen magneettikentät ovat niiltä suojaamassa. Silloin kuitenkin nähdään voimakkaita revontuli-ilmiöitä rengasmaisina rakenteina planeettojen napa-alueilla, ja silläkin voi olla kosmeettista suurempia vaikutuksia niiden biofääriin. Merkittävä määrä pimeän puolen valaistuksesta saattaakin olla peräisin revontulista.
Suurimman esteen punaisten kääpiötähtien maankaltaisten planeettojen elämälle tuottaa kaasukehä, tai oikeammin sen puute. Havainnoista kaasukehien olemassaoloista kandidaateilla elinkelpoisiksi planeetoiksi ei ole toistaiseksi saatu minkäänlaisia viitteitä, vaikka venuksenkaltaiset, paksut hiilidioksidikaasukehät ovatkin jo olleet havaittavissa kouralliselle planeettoja. Siitä on esimerkkinä laavaplaneetta 55 Cancri e, jonka paksu hiilidioksidin ja -monoksidin muodostama kaasukehä on ollut tutkittavissa James Webb -avaruusteleskoopin avulla. Kyse on kuitenkin äärimmäisen kuumasta auringonkaltaista tähteä kiertävästä maailmasta, jonka olosuhteet eivät tarjoa elämälle minkäänlaisia mahdollisuuksia.
Uusiutuvat kaasukehät
Planeettojen kaasukehät eivät pysy samanlaisina kaikkina aikoina, vaan muuttuvat hiljalleen erilaisissa aikaskaaloissa ja erilaisten tekijöiden vaikutuksesta. Esimerkiksi Maan kaasukehä on uudistunut ja muuttunut monilla tavoilla, useaan otteeseen, ennen päätymistään nykyisenkaltaiseksi ripauksen hiilidioksidia sisältäväksi pääasiassa typpi- ja happimolekyylien seokseksi. Maan primitiivinen kaasukehä oli mitä luultavimmin vetypitoinen heijastaen Aurinkokunnan syntymateriaalin koostumusta. Massiiviset, varhaiset asteroiditörmäykset kuitenkin jättivät jälkensä ja kuumensivat planeettaa haihduttaen vedyn avaruuteen ja tuottaen typpivaltaisen, hiilidioksidia ja metaania sisältävän kaasukehän. Nykyiselleen kaasukehä muuntui elävien organismien vaikutuksesta, niiden vapautettua aineenvaihduntansa kuona-aineena happea kaasukehään fotosynteesin kehityttyä varhaisen Maan olosuhteissa.
Maankaltaisten planeettojen kaasukehien kehittymistä voidaan tutkia laajemmin vain tietokonesimulaatioilla, koska tarkkoja tietoja saadaan ainoastaan Aurinkokunnan planeetoista sekä Maan geologisesta historiasta. Oleellista on planeetan kaasukehän kehittyminen planeetan jäähtyessä sen ollessa vasta hyvin nuori (Kuva 1.). Monille punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista suuri osa vetyä ei ehdi karkaamaan avaruuteen, vaan se sataa planeetan pinnalle sitoutuneena vesimolekyyleihin. Silloin vety ei karkaa herkästi edes tähden ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta, koska vesi on planeetan pinnalla ja sen lähettyvillä, syvemmällä sen vetovoimakaivossa, eikä vety haihdu avaruuteen yhtä herkästi kuin säteilyn vaikutuksesta hajonneista kaasukehän ulko-osien molekyyleistä. Seurauksena planeetalle muodostuu kaasukehä, joka koostuu vetyä raskaammista molekyyleistä, pääasiassa hiilen ja hapen yhdisteistä.
Tuoreet tulokset perustuvat tietokonesimulaatioihin, mutta ovat rohkaisevia. Kuumien kiviplaneettojen kaasukehät haihtuvat avaruuteen aivan kuten havainnot vihjaavat tapahtuneen vaikkapa TRAPPIST-1 planeettakunnan sisimpien planeettojen tapauksessa. Elinkelpoisen vyöhykkeen viileämpien planeettojen suhteen tilanne on kuitenkin kokonaan toinen. Ne voivat pitää kiinni kaasukehistään, vaikka ne kokevatkin voimakkaita muutoksia primitiivisestä vetypitoisesta kaasukehästä vettä, hiilidioksidia ja -monoksidia sisältäväksi sekundääriseksi kaasukehäksi. Vetymolekyyliä raskaammista molekyyleistä koostuvana sellainen kaasukehä ei enää pääsekäään haihtumaan helposti avaruuteen tähden voimakkaan ultraviolettisäteilyn tai korkeaenergisten purkausten seurauksena.
Havaintojen suhteen tutkijat ovat kuitenkin ongelmissa, koska pienten kiviplaneettojen kaasukehien havainnot ovat helpoimpia tähteä lähellä sijaitseville, kuumille kiviplaneetoille — siis juuri niille, joilta kaasukehä simulaatioidenkin mukaan puuttuu. Kauempana tähteään kiertävillä, viileämmillä planeetoilla on ehkä kaasukehät peittoinaan, mutta niiden havaitseminen on huomattavan paljon vaikeampaa, koska havaitsemiseen vaadittavia tähden ylikulkuja tapahtuu huomattavan paljon harvemmin. Voimme käyttää yksinkertaista esimerkkilaskelmaa havainnollistamaan käytännön hankaluuksia. Jos planeetan kiertoaika tähtensä ympäri on kolmen päivän sijaan kolme kymmentä päivää, kestää kymmenen kertaa kauemmin saada sen kaasukehän tutkimiseen vaadittava määrä ylikulkuhavaintoja. Jos ylikulkuhavaintoja tarvitaan vaikkapa 30, saadaan ne sisemmälle planeetalle kolmessa kuukaudessa, kun taas ulommalle havaintoja on tehtävä lähes kolme vuotta.
TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehähavaintoja saadaan siksi edelleen odottaa. Havaintomateriaalin kertyessä voidaan kuitenkin asettaa aina vain tiukempia rajoja sille, minkälainen kaasukehä planeetoilla voi olla suojanaan. Jossakin vaiheessa joidenkin planeettojen kaasukehän olemassaolo muuttuu kuitenkin merkitseväksi, ja sen puute voidaan sulkea pois jollakin tilastollisella varmuudella. Silloin kaasukehähavainto on tehty, ja voimme ryhtyä tarkastelemaan mitkä muut elinkelpoisuuden reunaehdot täyttyvät.
Kaasukehä on kuitenkin oltava, jotta voimme edes koettaa etsiä merkkejä elämästä sellaisena kuin sen omalta planeetaltamme tunnemme. Mahdolliset merkit kaasukehän kemiallisesta epätasapainosta, jonka voi selittää vain elävien organismien ainenvaihduntatuotteet, voi nähdä vain, jos kaasukehä on olemassa ja riittävän paksu tarkasteltavaksi ylikulkujen avulla. Jos sen kemiasta on mahdollista saada tietoa tarkastelemalla tähden valoa, jonka aallonpituuksia kaasukehä suodattaa valon kulkiessa sen ulko-osien läpi, on mahdollista tehdä tarkempia määrityksiä planeetan geokemiallisista olosuhteista ja siten elinkelpoisuudesta. Silloin saamme myös ensimmäiset konkreettiset tiedot kohteena olevien planeettojen todellisesta elinkelpoisuudesta pelkkien elinkelpoisuuden mahdollisuuksien sijaan.
Sellaisia tietoja saadaan luultavasti jo aivan lähitulevaisuudessa, ja on syytä arvella tietojen tuovan mukanaan valtaisia yllätyksiä. Kukaan ei toivo sellaista valtaisaa yllätystä, että punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen muutoin maankaltaiset maailmat ovatkin tyystin vailla kaasukehiä ja siten elämän edellytyksiä pinnoiltaan.
2 kommenttia “Milloin punaisten kääpiötähtien planeetat ovat elinkelpoisia?”
-
Lasse Reunanen sanoo:
Tähdet ja avaruus 8/2024 lehdessä sivuilla 12-16 kerrottu uutta tietoa Jupiterin suuresta punaisesta pilkusta, josta 1800-luvulta varmoja havaintoja ollut. Aikaisempi ns. Cassinin pilkku 1665-1713 havainnoista ollut hieman erilainen ja sijainniltaan toisaalla. Punainen pilkku on myös ns. kaasukehässä Jupiterin pinnalla, jossa kohdin olisi korkeapaineen pyörre.
Mieleeni tuli, että olisiko mahdollista sellainen asia: jotta Jupiterin kaasukehän ulkopinnalle olisi asettautunut joku pienehkö minikuu, joka sopivalla etäisyydellään lukkiutunut pysyvästi ratatasoon ja siinä sitten aiheuttaa sitä jatkuvaa kaasukehän pyörrettä kohdallaan?-
Mikko Tuomi sanoo:
Ei sellainen kuun vaikutus ole mahdollinen, eikä mikään järjestelmän sisimmistä kuista kynenisi vetovoimallaan sellaiseen vaikutukseen kuitenkaan niiden ollessa niin pieniä.
-
Vastaa
Salakuuntelemassa eksoplaneettojenvälistä radioviestintää
Olemme niin tottuneita pitkän kantaman viestiliikenteeseen, ettemme oikein enää edes kiinnitä siihen huomiota. Viestit kulkevat planeettamme puolelta toiselle sekunneissa, ja seuraamme rutiininomaisesti reaaliaikaista videomateriaalia kaukaisista maista. Jopa läheltä lähetetyt viestit saattavat kulkea satelliittien ja toisten maiden kautta ennen saapumistaan vastaanottajalle, eikä asia herätä meissä oikeastaan minkäänlaista kummastusta. Ennen oli tietenkin toisin, ja viestintä kaukaisten maiden välillä tapahtui huomattavasti hitaammin, ihmisten välittäessä viestit maitse tai meritse. Sähkömagneettisen säteilyn, kuten radioaaltojen avulla viestit kuitenkin liikkuvat erittäin nopeasti, ja viestien lähettämistä rajoittaa vain maailmankaikkeutemme ylin kattonopeus, valonnopeus.
Nopea viestiliikenne on yksi teknisen sivilisaatiomme kulmakiviä, ja se näkyy nykyisellään aivan kaikessa mitä vain teemme — toisinaan liiaksikin, kuten jokainen internetyhteydellä varustettuja jääkaappeja tai kotien järjestelyistä mainostajien tarpeisiin dataa kerääviä imurirobotteja ihmetellyt on takuulla havainnut. Tietoa voidaan käyttää monenlaisiin, ajoittain kyseenalaisiinkin tarkoituksiin, mutta se myös mahdollistaa monet huikean paljon tehokkaammat tavat toimia ja järjestää käytännön asioita paremmiksi niin ihmisten kuin yhteiskuntienkin tasolla. Eikä tarve toimivaan tietoliikenteeseen rajoitu vain omalle planeetallemme, vaan satelliittimme ovat jo ryhmittyneet kauas geostationääriselle kiertoradalle, jossa ne kiertävät Maan samassa tahdissa planeetan pyörimisen kanssa pysytellen pintaan nähden paikallaan.
Tieto liikkuu mainiosti Kuuhun ja takaisin, sekä Aurinkokunnan planeettojen välillä kommunikoidessamme toisia planeettoja tutkivien luotaimiemme kanssa. Vastaanotamme jatkuvasti ja rutiininomaisesti viestejä jopa koko Aurinkokunnasta poistuneilta Voyager -luotaimilta. Radiosäteily liikkuu esteettä avaruudessa ja mahdollistaa robottiluotainten keräämien havaintojen lähettämisen Maan vastaanottimiin sekä uusien komentojen lähettämisen määrittämään luotainten toimintaa. Planeettojenvälinen viestiliikenne on siksi todellisuuta, ja on ollut sitä jo vuosikymmenten ajan. Vastaavan viestiliikenteen havainnot eksoplaneettajärjestelmistä voisivatkin olla periaatteessa mahdollisia.
Jos omassa planeettakunnassamme onkin planeettojenvälistä radioliikenneettä, se on väistämättä varsin vähäistä, koska planeetat ovat kaukana ja parhaimmillaankin viestien lähettäminen planeetalta toiselle vie minuutteja valon rajallisen nopeuden vuoksi. Lisäksi, planeetoista vain yksi on asuttu, muiden ollessa varsin vihamielisiä elämälle. Toisissa järjestelmissä etäisyydet voivat olla hyvinkin paljon lyhyempiä, ja vaikka planeettojen elinkelpoisuudesta on toistaiseksi saatu vain hajanaisia arvioita, voi yksittäisten punaisten kääpiötähtien planeettakunnissa olla jopa useita elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja. Jos niissä järjestelmissä on radioaalloilla kommunikointiin kykenevä tekninen sivilisaatio, on periaatteessa mahdollista havaita sivilisaation tuottama radiosäteily havaitsemalla planeettakuntaa radiotaajuuksilla.
Radiolähetys, jossa on koodattuna jokin viesti, on parasta tuottaa kapealla taajuuskaistalla, koska se on kaikkein taloudellisinta ja lähettimen sekä vastaanottimen voi säätää herkäksi tietylle taajuuskaistalle, toisen lähettimen ja vastaanottimen toimiessa viereisillä taajuuksilla. Silloin voidaan lähettää samanaikaisesti useita viestejä, eikä ole vaaraa niiden sekoittumisesta. Ihmiskunta onkin oppinut käyttämään niin kapeita radiotaajuuksien kaistoja, että mikään tunnettu fysikaalinen tai tähtitieteellinen prosessi ei kykene vastaavaan. Vastaanottaessamme kapeakaistaisia lähetyksiä tiedämme niiden olevan ehdottomasti teknisen sivilisaation tuottamia, sen sivilisaation ollessa omamme. Toiset sivilisaatiot, radioaalloilla kommunikoidessaan, päätyisivät kuitenkin luultavasti samoihin ratkaisuihin, koska luonnonlait ovat heillekin samat. Siksi kapeakaistaisia signaaleja on koetettu etsiä lähitähtien ja -planeettakuntien suunnista jo vuosikymmeniä. Vaikeudeksi on kuitenkin muodostunut oma kommunikaatiomme — toisen sivilisaation lähettämä signaali on kyettävä erottamaan meidän itsemme tuottamasta valtavasta määrästä radioaaltojen viestiliikennettä.
Ratkaisuja on kuitenkin olemassa. Havaittaessa jotakin taivaan kohdetta, voi teleskooppia suunnata vuoroin kohteesta sivuun, vuoroin takaisin kohteeseen, ja tarkastella mitä muutos aiheuttaa havaitulle signaalille. Radiosignaalien saapumissuunnan määrittäminen on huomattavasti vaikeampaa kuin näkyvälle valolle, mutta jos signaali heikkenee järjestelmällisesti suunnattaessa teleskooppi pois kohteesta, on suuri mahdollisuus sille, että se saapuu kohteena olevan tähden märittämästä kiinteästä taivaan suunnasta. Sen varmistaminen, että signaali saapuu nimenomaan tietystä planeettakunnasta, on kuitenkin vieläkin vaikeampaa. Voimme silti kuvitella erään mahdollisuuden.
Jos oletamme, että planeettakunnassa on teknologinen, radiosignaalein viestivä sivilisaatio, voimme mainiosti olettaa jonkin järjestelmän planeetoista sen kotiplaneetaksi. Jos sivilisaatio osaa matkustaa planeettakuntansa sisällä, tai ainakin lähettää luotaimiaan toisille planeetoille, se luultavasti viestii planeettojen välillä radiosignaalein verrattaen aktiivisella tavalla aivan kuten omakin sivilisaatiomme. Silloin vieraan sivilisaation voimakkaat kommunikaatiosatelliitit ja lähettimet suuntaisivat viestinsä kohti kohteeksi valittua toista planeettaa, ja tuottaisivat radioaalloille tyypilliseen tapaan laajenevan keilan säteilyä, joka etenisi vapaasti kohti kohdeplaneettaansa. Suuri osa säteilystä kuitenkin kulkisi kohteen ohitse tähtienväliseen avaruuteen. Sellainen säteily puolestaan olisi havaittavissa, kun planeetat näyttäytyvät olevan linjassa Maasta katsottuna. Olisi siten vain havaittava planeetakuntaa radiotaajuuksilla, ja tutkittava erityisesti niitä hetkiä, kun järjestelmän planeetat ovat linjassa keskenään, kulkien toistensa editse.
Näitä planeettojen okkultaatioita sattuu herkimmin ja tunnetaan eniten planeettakunnissa, joiden kappaleet ovat tiukasti samassa tasossa, havaittavissa ylikulkumenetelmillä, ja jotka ovat meitä lähellä. Tutkijoiden mukaan parhaaksi esimerkiksi osoittautuikin lähitähti TRAPPIST-1, jonka tiukkaan pakatuista seitsemästä planeetasta ainakin kolme, mutta ehkäpä jopa viisi, ovat elinkelpoisella vyöhykkeellä.
Mahdollisuuksista huolimatta, tutkijat toteavat, että minkäänlaisia merkkejä radiolähetyksistä TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoilta ei havaittu. Kyse on jälleen yhdestä havaintopisteessä ihmiskunnan pitkässä listassa menestyksettömiä yrityksiä havaita merkkejä toisista sivilisaatioista. Kahden viikon havaintokampanjassaan tutkijat koettivat etsiä kapeakaistaisia signaaleja melko laajalla 0.9 – 9.3 gigahertsin taajuusvälillä (Kuva 1.), ja keskittyen seitsemään planeettojen okkultaatioon havaintojakson aikana.
Negatiivisesta tuloksesta huolimatta tutkijat onnistuivat määrittämään millä ehdoilla käytännön havainnoista voitaisiin saada selville eksoplaneettojenvälisen kommunikaation merkkejä. Jos kyseessä olisi valtavalla lähettimellä tuotettu signaali, joka olisi saatu omalla planeetallamme aikaiseksi vaikkapa Arecibon edesmenneellä, valtaisalla radioteleskoopilla, positiivisten havaintojen teko olisi tullut mahdolliseksi. Vastaavalla lähetysteholla tuotettuja hyvin läheisten TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen väliseen kommunikointiin tarkoitettuja signaaleja tuskin mikään sivilisaatio lähtisi tuottamaan niiden absurdin voimakkuuden vuoksi. Teholtaan pienemmt signaalit tulisivat kyseseen, ja verrattaessa Maan radiokommunikaatioon, signaalit voivat olla havaittavissa lähitulevaisuuden uusilla maanpäällisillä instrumenteilla.
Ei kuitenkaan ole mitään takeita, että TRAPPIST-1 järjestelmässä olisi kukaan viestimässä planeettojen pinnalla tai niiden välillä, eikä ole alkuunkaan selvää, että teknologiset sivilisaatiot edes tekisivät niin monista monituisista syistä. Vieraiden sivilisaatioiden radiosignaalien salakuuntelu on kuitenkin kaikesta päätellen lähitulevaisuuden varteenotettavaa tähtitieteellistä toimintaa koettaessamme etsiä merkkejä toisista fysiikkaa, matematiikkaa ja niiden teknologisia sovelluksia hyväkseen käyttävistä älykkäistä lajeista. Ja jos sellaisten merkkien havaitsemiseen on pienikin mahdollisuus, kannattaa havaintoja ainakin yrittää.
Vastaa
Oudosti pyörivä nuori lähitähti V889 Herculis
Tutkimukseni on tyypillisesti keskittynyt eksoplaneettoihin. Toisinaan eteen tulee kuitenkin jotakin aivan muuta ja utelias tutkijan mieli ei voi vastustaa pientä harharetkeä tähtien fysiikan hankalakulkuisille sivupoluille. Uusi tutkimusryhmäni saama tulos houkutteli kirjoittamaan vaihtelun vuoksi tähdistä niitä kiertävien planeettojen sijaan. Tutkimme tähtien pyörimistä, mikä saattaa kuulostaa mahdollisimman tylsältä tutkimuskohteelta, jossa ei riitä juuri mitään kiinnostavaa kerrottavaa. Niin minäkin joskus kuvittelin, mutta tieteessä on parasta se, että voi aina myöntää olleensa väärässä. Silloinhan sitä on vain oppinut jotakin uutta.
Tähtien pyöriminen on sellaisia perusasioita tähtitieteessä, että siitä vain harvoin keskustellaan tarkemmin. Pyöriminen on yksi tähtien perusparametreista, joka aiheutuu lopultakin pyörimismäärän säilymislaista — tähdet syntyvät tähtienvälisen aineksen molekyylipilvistä, joilla on turbulenssinsa ja virtaustensa vuoksi nollasta poikkeava pyörimismäärä. Vaikka tähti saa aina vain pienen murto-osan pyörimismäärästä, valtaosan jäädessä sitä kiertävän materian kuten planeettojen liikkeeksi, tähdet eivät koskaan voi olla paikallaan, täysin pyörimättä. Mutta koostuessaan plasmasta, aineen neljännestä olomuodosta, jossa atomiytimet ja elektronit ovat erkaantuneet toisistaan korkeissa lämpötiloissa, tähdet käyttäytyvät monella tapaa kuten kaasumaiset pallot, joissa on virtauksia kuin nesteissä. Ne eivät silloin myöskään pyörähtele kuten meille tutummat kiinteät kappaleet, oma kiinteän kuoren peittämä planeettamme mukaan lukien.
Tähtien pyörimistä määrittää differentiaalirotaatioksi kutsuttu ilmiö. Termillä tarkoitetaan yksinkertaisesti sitä, että tähtien paikallisessa pyörimisnopeudessa on poikkeamia eri leveyspiireillä. Auringonpilkkujen havainnoista tiedämme, että Auringon pyöriminen on nopeinta päiväntasaajalla ja se hidastuu siirryttäessä kohti napa-alueita. Päiväntasaajaltaan Aurinko pyörähtää kerran vajaassa 25 päivässä mutta napa-alueilla pyörähdysaika on huomattavasti pidempi, yli 34 päivää.
Differentiaalirotaation synty ei kuitenkaan ole millään tavalla yksiselitteistä ja sen tarkkoja mekamismeja ei tunneta. Yksi merkittävä tekijä on tähtien konvektio, joka saa kuumempaa plasmaa nousemaan kohti pintaa vapauttamaan energiaansa säteilemällä. Sama ilmiö syntyy keitettäessä vettä liedellä, kun kuuma neste pyrkii kohti pintaa kattilan pohjalta. Jäähdyttyään ja osallistuttuaan tähden säteilyntuotantoon, plasma painuu taas syvemmälle, kohti tähden sisuksia. Auringon pinnalla näemmekin prosessissa muodostuneita konvektiosoluja — keskeltä kirkkaita monikulmaisia muodostelmia, joita erottavat toisistaan tummemmat rajat (Kuva 1; suuren pilkkuryhmän lisäksi kuvassa näkyy selvänä pinnan granulaatio pienemmässä mittakaavassa). Konvektiosolujen keskellä kuumempi plasma nousee pintaan ja reunoissa se sukeltaa taas viilennyttyään syvyyksiin.
Konvektio suuntautuu aina pintaa kohti, joten se on päiväntasaajalla kohtisuorassa pyörimisakselia kohtaan kun taas napa-alueilla akselin suunnassa ja saattaa siksi olla merkittävä tekijä differentiaalirotaation synnyssä. Tähtien pyörimiseen vaikuttaa kuitenkin moni muukin tekijä lähtien sen iästä, massasta ja kirkkaudesta ja päätyen aina kemialliseen koostumukseen ja magneettikenttään sekä magneettisen dynamon aikaansaamaan turbulenssiin ja dynaamiseen aktiivisuuteen.
Tietoja pyörimisestä perustuen tähtien kirkkaushavaintoihin
Voimme tarkkailla Aurinkoa hyvinkin helposti joka päivä, ja voimme kartoittaa sen pintaa ja pinnan rakenteita suurella tarkkuudella. Auringon pilkkuja tarkkaillaan niin tiiviisti, että jokainen pilkku ja pilkkuryhmä saa oman yksilöllisen nimensä, jolla siihen sitten viitataan jatkossa. Esimekiksi AR3590 (Kuva 1.) on meneillään olevan pilkkusyklin toistaiseksi suurin pilkkuryhmä, jonka yhteydessä Auringon pinnalla havaittiin useita voimakkaita purkauksia.
Auringon pilkkujen ja niiden liikkeen tarkkailu on hyvin helppoa, ja se onnistuu vaikkapa ihan pienimmilläkin kaukoputkilla, esimerkiksi heijastamalla Auringon kuvan vaalealle varjostimelle. Pilkkujen liikkumista Auringon kiekon editse voi seurata helposti ihan reaaliajassa. Toisten tähtien suhteen on toisin. Niiden pilkkujen tutkiminen on valtavan paljon työläämpää ja hankalampaa jo siitä yksinkertaisesta syystä, että kaikki muut tähdet näkyvät kaukaisuutensa vuoksi taivaalla vain pistemäisinä valonlähteinä, joiden pinnasta ei voi ottaa näyttäviä kuvia edes parhailla teleskoopeillamme. Voimme kuitenkin tarkkailla niiden kirkkautta ja sen muutoksia tähtien pyöriessä.
Jos tähden pinta on kirkkaudeltaan tarpeeksi tasalaatuinen, on mahdotonta saada tietoja sen pyörimisestä tarkkailemalla sen kirkkautta teleskoopeilla. Toisaalta, jos tähden pinnan kirkkaudessa ei ole poikkeamia, eikä sen kirkkaus muutu, voi tähteä käyttää apuneuvona toisten tähtien havaitsemiseen. Tutkijat ovat havainneet monen tähden loistavan niin vakaasti, että voidaan katsoa niiden pinnan olevan likimain tasalaatuisia kirkkaudeltaan. Niiden pilkut, jos niitä edes on, ovat niin pieniä ja vaikuttavat kirkkauteen niin vähän, että tähtiä käytetään vertailutähtinä havaintojen kalibroinnissa. On helpompaa selvittää jonkin tähden kirkkauden muutoksia, jos sen vieressä, suhteellisen lähellä taivaalla, loistaa sopiva vertailutähti, jonka tiedämme vakaaksi loisteeltaan. Silloin kaikki erot kahden tähden kirkkauksien muutoksissa kuvastavat varmasti vain muutoksia toisessa tähdistä, koska tyypilliset teleskopin heilahteluista ja ilmakehän ominaisuuksista aiheutuvat muutokset ovat samanlaisia molemmille tähdille.
Tavallisissa kirkkaushavainnoissa on lisäksi se etu, että maanpinnalta voidaan havaita suurta joukkoa tähtiä hyvinkin kevyillä laitteistoilla. Kirkkaimpien tähtien havainnot voidaan toteuttaa vaikkapa pienillä robottikaukoputkilla, joissa on halkaisiltaan vain joidenkin kymmenien senttien kokoinen pääpeili. Sellaiset teleskoopit kalpenevat jopa monen amatööriastronomin laitteistojen rinnalla mutta niiden käyttö on hyvinkin perusteltua, jos vain tietää, mitä on tekemässä. Yhdysvaltalaiskollegani Gregory Henry on yksi tähtitieteilijä, joka tosiaankin tietää, koska hän on havainnut projektissaan lähitähtien kirkkauksia yli kolmen vuosikymmenen ajan. Yksi hänen havaintoprojektinsa tarkoituksista onkin ollut pitää silmällä kirkkaudeltaan muuttuvia, nuoria tähtiä, joiden pintaa täplittävät valtaisat tähdenpilkut.
Kaikki tähdet eivät todellakaan loista vakaan tasaisella tavalla. Toisessa päässä tähtien aktiivisuusskaalaa ovat kirkkaudeltaan voimakkaasti vaihtelevat tähdet. Nuoret tähdet, jotka ovat vasta asettuneet vakaaseen loistoonsa, ja joita siksi täplittävät suuret tähdenpilkut, ovat kirkkaudessa mitattuna erityisen muuttuvia. Ne eivät ole vielä loistaneet miljardeja vuosia ja siirtäneet hiljalleen pyörimismääräänsä tähtituulen mukana avaruuteen, vaan pyörivät edelleen vinhalla tavalla. Niiden pyörähdysajat saattavat olla hyvin lyhyitä, vain päivän tai pari, kuten oli Auringonkin laita sen ollessa vain joidenkin miljoonien tai kymmenien miljoonien vuosien ikäinen. Suuret pilkut puolestaan ovat mainioita, jos kyse on toisten tähtien pilkkurakenteiden havaitsemisesta — pilkkujen liikkuessa pyörivän tähden pinnan mukana, ne saavat aina näkyvälle puolelle tullessaan tähden näyttäytymään himmeämpänä. Vastaavasti, pilkun siirtyessä tähden taakse näyttää kuin tähti kirkastuisi ennalleen.
Voimme siis tarkkailla kaukaisia tähtiä maanpäällisillä teleskoopeilla ja todeta niiden kirkkaudenvaihteluista miten ne pyörivät. Tähtitieteilijöillä onkin käytössään toinen toistaan nerokkaampia matemaattisia keinoja tähden pyörähdysten ja erityisesti pyörimisajan määrittämiseksi kirkkaushavainnoista. On myös havaittu, että mitattaessa pyörimisaikaa useina eri ajanhetkinä, vaikkapa kuukausien tai jopa vuosien välein, saadaan tulokseksi hiukan toisistaan poikkeavia lukemia. Ne poikkeamat aiheutuvat paljolti satunnaisista vaihteluista, sekä oikuttelevasta tutkimuskohteesta. Kun useat samanaikaiset tähdenpilkut muuttuvat, liikkuvat, hajoavat ja yhdistyvät jälleen suuremmiksi kokonaisuuksiksi, saadaan lopputulokseksi koko joukko erilaisia arvioita pyörähdysajaksi. Taustalla on kuitenkin myös differentiaalirotaatioksi kutsuttu ilmiö. Pilkkuja esiintyy eri leveyspiireillä ja ne siksi liikkuvat pinnan mukana eri nopeuksilla, tuottaen erilaisia havaintoja pyörimisajaksi.
Tähden pinta on hyvin eläväinen, dynaaminen kokonaisuus, ja siksi sen tutkiminen aiheuttaa runsain mitoin päänvaivaa tutkijoille. Mutta sinnikkyys palkitaan ja kaaokselta näyttävästä havaintomateriaalista voi ryhtyä löytämään järjestystä. Alkuvuodesta siihen tarvittiin tavallaan pienoinen sattumus, kun tutkijakollegani Jyri Lehtinen Helsingin yliopistosta näytti eräistä lähitähdistä vuosien varrella tehtyjä havaintoja. Havainnot olivat tietenkin peräisin Greg Henryn pitkästä havaintoprojektista. Hän esitteli miten tähtien havaitut pyörähdysajat muuttuvat vuosien saatossa, kun tähtiä havaitaan säännöllisesti. Kysyin viattomasti minkälainen havaittujen pyörähdysaikojen jakautuma oli, koska arvelin sen olevan satunnaiskohinan dominoima ja siten normaalijakautunut — keksijänsä Carl Friedrich Gaussin nimeä kantavan Gaussin kellokäyrän mukaisesti. Niin ei kuitenkaan ollut. Näin yllätyksekseni, kuinka jakautuma riippui voimakkaasti pilkun näennäisestä koosta. Suurimpana näyttäytyvät pilkut tuottivat hyvin samankaltaisia pyörähdysaikoja mutta pienemmät vaikuttivat antavan pyörähdysaikoja, jotka olivat joko selvästi suurempia tai pienempiä.
Mietin oitis missä asennossa tähti oli taivaalla, jotta pilkkujen näennäiset koot olisivat havaitussa suhteessa pyörähdysaikaan. Tähden kiekon reunalla vilahtava pilkku tuottaa pienemmän havaittavan himmenemisen kuin kiekon keskeltä tähden pyöriessä matkaava pilkku. En kuitenkaan keksinyt mitään ilmiselvää, joten päätin luottaa tietokoneiden voimaan ja simuloida tilannetta, jossa havaitsemme kymmeniätuhansia kertoja tähteä, jonka pinnalla on joka kerralla yksi suuri pilkku satunnaisessa paikassa. Säätämällä pilkkujen kokoa, tähden asentoa avaruudessa, ja sen differentiaalirotaatiota sopiviksi, sainkin tuotettua likimain havaitunkaltaisia jakautumia. Mutta vain, jos tähden differentiaalirotaatio oli outoa, Auringosta täysin poikkeavaa. Tarvittiin nopeinta pyörimistä noin 40. leveyspiirin kohdalla, ja siihen verrattuna hitaammin pyörivät päiväntasaaja ja napa-alueet, jotta simuloidut havainnot muistuttivat todellisia havaintoja. Minkään tähden vain ei pitänyt käyttäytyä niin.
Olin tietenkin saattanut tehdä virheitä ja menetelmässä saattoi olla ennalta-arvaamattomia ongelmia tulosten tulkinnassa. Mallinnettuani myös toisen nuoren lähitähden LQ Hydraen pilkkuja saatoin todeta menetelmän olevan toimiva. Sain tulokseksi täsmälleen ennalta arvaamaani käyttäytymistä, jonka mukaan merkkejä differentiaalirotaatiosta ei ollut ja mitatut pyörähdysajat olivat hyvin tarkkaan Gaussin käyrän mukaisia. Tulos oli siksikin huojentava, että aiemmissakaan tutkimuksissa LQ Hydrae ei ollut osoittanut merkkejä differentiaalirotaatiosta. Oli vain niin, että ensimmäinen kohteemme, V889 Herculis, oli omalaatuinen, odottamattomalla tavalla käyttäytyvä tähti. Mutta mitä tuloksemme merkitsivät?
Pyörimisen fysiikka koetuksella
Mainitsin tutkimuksestamme kertoneessa lehdistötiedotteessamme seuraavaa:
”Emme osanneet arvata, että tähtien pyörimisessä voisi esiintyä tällaisia poikkeamia. Päätimme vain soveltaa uutta menetelmää tähteen, jota Helsingin yliopistossa on tutkittu jo vuosia. Havaitut anomaliat tähden V889 Herculis pyörimisprofiilissa kertovat siitä, että ymmärryksemme tähtien dynamiikasta ja magneettisesta dynamosta ovat puutteellisia.”
”Jos tällaiset perusasiat, kuten tähtien pyörimisliike, eivät ole täysin ymmärrettyjä, on selvää, että tutkijoilla on paljon työtä tehtävänään. V889 Herculis on kuin nuori Aurinko, joten se kertoo osaltaan siitä, miten oma tähtemme on käyttäytynyt nuoruudessaan. Tähtien fysiikan ymmärtäminen on siksi oleellisessa roolissa yrittäessämme ennustaa vaikkapa Auringon aktiivisuutta, kuten sen pilkkurakennetta ja purkauksia.”
Tähtien pilkut ja pyöriminen ovat kuin ikkuna niiden sisuksiin, tarjoten tietoa tähtien magneettisesta dynamosta ja sen toiminnasta. Kuten pilkkuja tähden pinnalla, myös sen fysiikkaa voi simuloida tietokoneella käyttämällä tunnettuja ainetta ja energiaa kuvaavia fysiikan lainalaisuuksia. Tutkijat tekevät magnetohydrodynaamisia simulaatioita, joissa tähden plasmaa kuvataan kuin nesteenä, joka virtaa siihen kohdistuvien voimien ansiosta. Paine, lämpötila ja gravitaatio johtavat konvektioon, jonka avulla tähden sisuksissa vapautunut ydinreaktioiden energia siirtyy pinnalle ja säteilee pois. Plasman liike tarkoittaa kuitenkin varattujen hiukkasten liikettä, mikä puolestaa synnyttää tuttujen Maxwellin yhtälöiden mukaisesti magneettikentän. Magneettikenttä taas vaikuttaa plasman liikkeeseen, ja yhdistettynä koko komeuden pyörimiseen, lopputuloksena on kaoottisen dynaaminen pallo plasmaa, jonka toimintaa on vaikeaa ennustaa edes supertietokoneiden avulla.
Vertasimmekin tutkimuksessamme tähden V889 Herculis pyörimisprofiilia tietokonesimulaatioiden tuloksiin. Vaikka ei tunneta ainuttakaan esimerkkiä simulaatiosta, jossa tähden pyörähtely olisi samankaltaista kuin tuloksissamme, löysimme silmiinpistäviä esimerkkejä vastakkaisesta käyttäytymisestä. Joissakin simulaatioissa tähdet pyörivät noin leveyspiirin 40 kohdalla kaikkein hitaimmin, pyörimisen ollessa hiukan nopeampaa sekä päiväntasaajalla että napa-alueilla. Jos vastakkainenkin käyttäytyminen on mahdollista, teoreetikkojen on nyt vain selvitettävä miten havaitsemamme pyörimisprofiilit voivat muodostua. Ei ole kuitenkaan selvää minkälaisia muutoksia oletuksiin tähden toiminnasta tulisi tehdä, jotta simulaatioissa voitaisiin saada havaintojen kanssa yhteneviä tuloksia.
Jos havaintojen kanssa yhteneviä simulaatioita ei onnistuta rakentamaan, olemme mitä luultavimmin sen tosiasian edesssä, että saamamme tulokset eivät sittenkään ole oikein. Ehkäpä on jotakin oleellista, mitä emme ole huomioineet. Tai ehkäpä on useitakin erilaisia tapoja tuottaa havaittuja pilkkujakautumia ja olemme vain jättäneet jotkin mahdollisuudet huomiotta. Se kuitenkin selviää tieteeksi kutsumamme itseään alituiseen korjaavan prosessin myötä.
Suunnitelmissamme onkin jo tutkimuksen laajentaminen laajempaan joukkoon samankaltaisia tähtiä yhdessä tarkempien tilastollisten mallien kanssa. Parasta tieteessä on kuitenkin juuri se, ettemme tiedä mitä tuloksia tulevaisuudessa saamme. Seisomme tunnetun tieteen rajapinnassa ja olemme ottamassa haparoivia askeleita tuntemattomaan. Kukapa tietää mitä seuraavaksi löydämme.
Tähtien aktiivisuuden yhteys myös eksoplaneettatutkimukseen ilmeinen. Lähes kaikki tunnetut planeetat kiertävät tähtiään ja tähtien ominaisuudet vaikuttavat aivan ensisijaisella tavalla planeettojen ominaisuuksiin, kuten elinkepoisuuteen, sekä siihen, voiko niillä ylipäätään olla kaasukehä suojaamassa pintaansa. Liian aktiiviset ja taajaan purkautuvat tähdet saattavat tehdä planeetoistaan elottomia, steriilejä kivenmurikoita. Purkautuminen taas riippuu monimutkaisella tavalla tähden magneettikentän muutoksista ja lopultakin differentiaalirotaatiosta.
Eksoplanettatutkijoina puhumme usein siitä, miten on tunnettava tähti ennen kuin voi tuntea sitä kiertävät planeetat. Ajoittain mieleen kuitenkin hiipii ajatuksia siitä, kuinka kummassa voisimme tuntea planeettoja, kun tähtienkin ymmärryksessä on niin valtavasti puutteita. Onneksi se epätietoisuus motivoi voimakkaasti ottamaan selvää.
Yksi syy on ehkä se että kun tutkija opettelee alaa, hän tuntee ymmärryksensä kehittyvän nopeasti, ja se on motivoivaa. Kun hän saavuttaa eturintaman, kehitys yleensä hidastuu koska silloin se alkaa seurata tieteenalan yleistä etenemistä. Se voi aiheuttaa kyllästymisen. Useimmat oppivat helpommin toisilta ihmisiltä kuin muulta luonnolta.