Havainto elämän merkeistä eksoplaneetalla?
Tähtitieteilijät ovat havainneet elämän merkkejä kaukaisen planeetan kaasukehästä. Niin ainakin sanotaan, erilaisin variaatioin, monen uutismedian otsikoissa kerrottaessa uudesta James Webb -avaruusteleskoopilla tehdystä havainnosta ja sen tulkinnasta. Asia ei tietenkään ole niin yksioikoinen, ja suoranaisia elämän merkkejä ei ole havaittu. Emme ole nähneet elävien organismien temmeltävän eksoplaneetan savanneilla tai havainneet edes vilausta kasvillisuudesta yhdenkään eksoplaneetan pinnalla. Mikrobeistakaan ei ole havaittu minkäänlaisia suoranaisia merkkejä. On kuitenkin saatu varsin luotettavalta vaikuttava havainto kahdesta yksinkertaisesta molekyylistä planeetan K2-18 b kaasukehässä. Havainto on kaikkiaan kiinnostava tieteellisesti, vaikka pidättäytyisimme hyppäämästä spekulaatioihin elämän esiintymisestä planeetan olosuhteissa, koska se kertoo planeetan ominaisuuksista. Mutta mistä oikein on kyse?
Astronomit ovat havainneet verrattaen kaukaista, noin 124 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnasta sijaitsevaa tähteä K2-18 käyttäen JWST:n huikaisevaa havaintotarkkuutta. Tähti tarjoaa mainion mahdollisuuden sitä kiertävän, noin yhdeksän kertaa Maata massiivisemman ja 2.7 kertaa kookkaamman planeetan havaitsemiseen ylikulkumenetelmällä, koska planeetta kulkee radallaan tähden editse oman planeettakuntamme suunnasta katsottuna. Kyseeseen tulee transmissiospektroskopiaksi kutsuttu menetelmä, jossa havaitaan kuinka paljon tähden säteilyä planeetta peittää kulkiessaan sen editse. Tarkasteltaessa eri aallonpituuksia voidaan silloin havaita planeetan olevan näennäisesti eri kokoinen, koska sen kaasukehä läpäisee eri aallonpituuksien säteilyä eri tavoin, riippuen kaasukehän koostumuksesta. Se antaa mahdollisuudne tutkia mitä molekyylejä planeetan kaasukehän yläosissa on.
Planeetta on luokiteltu hyseaaniseksi planeetaksi, mikä tarkoittaa vain sitä, että sen suhteellisen paksun, pääasiassa vedystä koostuvan kaasukehän arvellaan piilottelevan allaan valtamerta. Se on planeetta, jollaisia omassa planeettakunnassamme ei ole ainuttakaan. K2-18 b on jonkinlainen kivi- ja kaasuplaneetan välimuoto. Se ei oikein ole tyypillinen minineptunus, koska paksu kaasuvaippa vaikuttaa puuttuvan, muttei missään nimessä tavallinen kivinen supermaapallokaan, vaan jotakin omituista siltä väliltä. Koostumuksesta kertoo planeetan keskitiheys, joka on saanut tutkijat ehdottamaan planeetan koostuvan suurelta osaltaan vedestä. Se olisi silloin vetypitoisen kaasukehän verhoama valtameriplaneetta, joka sattuu sijaitsemaan keskellä tähtensä elinkelpoista vyöhykettä.
Cambridgen yliopiston astronomi Nikku Madhusudhan, joka on tutkinut planeettaa ja sen ominaisuuksia jo vuosia, ehdotti vetistä koostumusta jo muutama vuosi sitten. Hän myös otti käyttöön nimityksen ’hyseaaninen’, joka on vain yhdistelmä englannin kielen vetyä ja valtamerta tarkoittavista sanoista. Kuitenkin, vaikka puhutaankin valtavasta määrästä vettä, ei ole lainkaan varmaa, että planeetan valtamerellä on edes pintaa. Jos kaasukehä on riittävän paksu, se muuttuu alaosissaan nesteeksi suuressa paineessa vailla selkeää kaasun ja nesteen erottavaa rajapintaa. Nykyisistä havainnoista ei voida myöskään varmuudella sanoa, onko kyse valtamerestä, vaikka vesihöyryn olemassaolo onkin havaittu planeetan kaasukehän yläosissa tilastollisesti merkitsevällä tavalla. Silti, edes vesimolekyylien olemassaolo kaasukehässä ei ole täysin aukottomasti osoitettu, ja sitä on joka tapauksessa vain hyvin pieninä, korkeintaan tuhannesosan pitoisuuksina.
Juuri Madhusudhan ryhmineen julkaisi jo aiemmin viitteitä eräästä toisesta molekyylistä, dimetyylisulfidista, planeetan K2-18 b kaasukehässä. Viitteitä oli vain vähän, mutta ne herättivät tutkijoiden ja koko astrobiologiyhteisön mielenkiinnon. Havainto tehtiin sekin JWST:n ylikulkumittauksista, mutta käytetty teleskoopin instrumentti ei ollut kovinkaan hyvin soveltuva juuri dimetyylisulfidin havaitsemiseen. Siksi ryhmä päätti hakea havaintoaikaa toistaakseen havainnot sopivammalla instrumentilla. Mutta mikä tekee juuri dimetyylisulfidista kiinnostavan yhdisteen?
Koko päättelyketjun pohjalla on Maapallon elämä ja sen toiminta meille tutuissa olosuhteissa. Mikrobit nimittäin tuottavat dimetyylisulfidia maapallolla käyttäessään rikkipitoisia yhdisteitä aineenvaihdunnassaan. Merkittävää on se, että dimetyylisulfidia vapauttavat merelliset mikrobit, täsmällisemmin kasviplanktoniksi luettavat merten yhteyttävät organismit. Jos siis merelliseksi arvellun elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneetan olosuhteissa esiintyy merelliselle yhteyttävälle elämälle tyypillistä aineenvaihduntatuotetta, on syytä ryhtyä pohtimaan onko asioilla ilmeinen yhteytensä. Ja vaikka sitä sopiikin pohtia, on syytä pitää mielessä, että kyse saattaa olla toisistaan riippumattomista sattumuksista.
Aiemmat Cambridgen ryhmän tulokset olivat jo osoittaneet, että planeetan K2-18 b kaasukehässä on metaania ja hiilidioksidia. Niitä on merkittävinä, noin prosentin pitoisuuksina planeetan vetykaasun kyllästämässä kaasukehässä. Lisäksi, ammoniakin havaittavien merkkien puute antaa olettaa kyseen olevan valtameriplaneetasta, koska ammoniakin olemassaolo sulkisi tehokkaasti pois merellisen luonteen kemiallisena mahdottomuutena. Ammoniakin olemassaolo kertoisi planeetan kaasukehän olevan paljon arveltua paksumpi, mikä sulkisi tehokkaasti pois mahdollisuuden nestemäisestä merestä. Kyse on siten tavallaan toisiinsa sopivista yksittäisistä havainnoista, joilla voi olla jokin muukin selitys kuin valtameri, mutta meren olemassaolo on kuitenkin erittäin varteenotettava hypoteesi.
Siinä tilanteessa uudet entistä selvemmät havainnot dimetyylisulfidista ja sen kemiallisesta lähisukulaisesta dimetyylidisulfidista antavat lisää ihmeteltävää. Nyt niiden olemassaolo on päätelty tilastollisesti merkitsevällä tavalla, vaikka virhemahdollisuuus on edelleen olemassa. Tiedotteessaan Madhusudhan ryhmineen sanoo selvin sanankääntein kyseen olevan tähän asti lupaavimmista elämän merkkien havainnosta, ja heillä on väitteelleen hyvät perustelut. Dimetyylisulfidin havainto vaikuttaa selvältä, vaikka jatkohavaintoihin onkin edelleen syytä. Sen jättäminen pois mallinnetusta kaasukehän spektristä heikentää yhteensopivuutta havaintoihin merkittävästi, joten seuraavaksi on pohdittava mitä havainto merkitsee. Emme voi vain rynnätä julistamaan planeetan olevan merellinen paratiisi, jossa yhteyttävä elämä täyttää suunnattoman meren pintakerrokset.
Ensinnäkin, sekä veden että dimetyylisulfidin havainnot ovat edelleen varmentamatta tutkijoiden hamuamalla ”viiden sigman” tilastollisella varmuudella. Kyse voisi olla vastaavasta sattumasta, kuin tapahtuu heittäessämme kolikolla yhdeksän kertaa peräkkäin kruunan. Se on toki mahdollista, mutta vaikuttaa varsin epätodennäköiseltä. Jos dimetyylisulfidia ei olekaan, havaittavat anomaliat saattavat sattua kahdesti toistaessamme havainnot tuhat kertaa. Kyse voi siis edelleen olla sattumuksesta. Suurempi ongelma on kuitenkin vesi. Veden havainto on vielä dimetyylisulfidiakin epävarmempi, ja planeetta saattaa todellisuudessa olla minineptunuksille tyypilliseen tapaan paksun kaasuvaipan peittämä maailma, jossa vettä toki voi esintyä kaasukehän yläosien pilvinä. Silloin dimetyylisulfidikin olisi korkeintaan jonkin elottoman kemiallisen reaktioketjun tuotosta.
Sellaisia elottomia reaktioketjuja on olemassa. Tutkijat toteavat artikkelissaan, että dimetyylisulfidia voi muodostua metaanin ja tavallisen rikkivedyn reagoidessa keskenään ultraviolettivalon tai sähköisten purkausten tehdessä reaktioista energeettisesti mahdollista. Molemmat ovat niinikään mahdollisia planeetan K2-18 b olosuhteissa, koska sen tähti on pieni punainen kääpiötähti, jonka purkauksissa vapautuu ultraviolettisäteilyä varsin usein. Sähköiset purkaukset taas tarkoittavat vain salamointia, jota tiedetään esiintyvän Maan lisäksi muillakin planeetoilla ja ne ovat hyvin yleisiä vaikkapa Jupiterin kaasukehässä. Miksei niitä siis esiintyisi minineptunustenkin kaasukehissä?
Tutkijat kuitenkin arvelevat, että eloton dimetyylisulfidin tuotanto olisi aivan liian heikkoa selittääkseen havaitut pitoisuudet. Pitoisuudet ovat yli 10 miljoonasosaa, mikä vaikuttaa suorastaan hämmentävän suurelta suhteessa Maan elämän tuottamiin alle miljardisosan pitoisuuksiin yhdisteen hajotessa nopeasti ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta. Joko dimetyylisulfidin tuotanto on huomattavasti tehokkaampaan K2-18 b:n olosuhteissa, tai sitten sen kaasukehässä yhdisteen elinikä on huomattavati Maata pidempi. Lisäksi, dimetyylisulfidin elottomaan syntyyn vaaditaan suuria määriä rikkivetyä ja molekyylistä ei näy JWST:n havainnoissa merkkiäkään. Kyse on jälleen suuntaa antavasta, epäsuorasta tuesta hypoteesille elämästä. Jos kuitenkin yhteyttävän elämän esiintyminen on oikea selitys, sitä olisi oltava havaitun dimetyylisulfidin tuotantoon ainakin noin kaksikymmentä kertaa enemmän kuin omalla planeetallamme. On vaikeaa nähdä miten se olisi mahdollista planeetalla, jonka pinta-ala on vain seitsemän kertaa Maata suurempi.
Madhusudhanin tutkimuksesta herää taatusti enemmän kysymyksiä kuin mihin se lopultakaan vastaa monenlaisten epävarmuuksien lomasta. Ajatukselle elävästä hyseaanisesta planeetasta on kuitenkin vieläkin merkittävämpiä esteitä. Maan elämä on, mitä luultavimmin, saanut alkunsa geokemiallisten, elottomien prosessien luotua paikallisia entropiaminimejä, joissa syntyi järjestystä kemiallisten reaktioiden käytyä riittävän monimutkaisiksi. Syntyi molekyylikalvojen rajaamia objekteja, jotka kykenivät lisäämään sisällään kemiallisiin reaktioihinsa tarvittavien lähtöaineiden pitoisuuksia tavalla, joka mahdollisti reaktioiden hallinnan ja tehokkaamman hyödyntämisen omien rakenteiden ylläpitoon. Ne objektit olivat varhaisia soluja, jotka syntyivät energiavirran, veden ja mineraalien rajapinnassa. Niiden syntyyn tarvittiin siis geologista aktiivisuutta, vettä ja kallioperä.
Vastaavanlaisten olosuhteiden olemassaolo huomattavasti massiivisemman planeetan K2-18 b olosuhteissa ei ole varmaa, koska paksu valtameri muuttuu herkästi pohjansa valtavassa paineessa erilaisiksi veden kiinteiksi muodoiksi. Syntyy jään outoja faaseja, joten kallioperän ja veden kohtaaminen meren pohjalla ei ehkä ole edes mahdollista. Silloin elämän synty vastaavilla tavoilla kuin Maassa ei olisi sekään mahdollisuuksien rajoissa. Vaikka panspermiahypoteesia ei siinäkään tapauksessa voida sulkea pois, on syytä miettiä pohjamutiaan myöten minkälaisia mahdollisuuksia elävien organismien synnylle ja olemassaololle todellisuudessa olisi hyseaanisten planeettojen olosuhteissa.
On joka tapauksessa selvää, että ensimmäinen jonkinasteisen biomarkkerin havainto on nyt saatu, mutta se vaatii ensi tilassa riippumattomien tutkimusryhmien varmennusta. Ennen riippumatonta varmistusta emme voi pitää tulosta millään tavalla luotettavana, koska havaintojen analysoinnissa on lukemattomia hankaluuksia ja vaihtoehtoisia lähestymistapoja. Tieteellinen yhteisö tekee nyt työnsä ja saamme hyvin pian selville onko tulos luotettava vai ei. Se, onko kyse tosiasiallisesti biomarkkerista vai elottoman kemian tuotteesta, on myös nyt käynnistyneen tieteellisen keskustelun kohteena. Maankaltainen, yhteyttävä elämä tuottaisi lisäksi suuria määriä vapaata happea. Siitä ei ole planeetan K2-18 b havainnoissa merkkiäkään, joten jos dimetyylisulfidi on elävien organismien tuote, se elämä poikkeaa taatusti Maan vastaavasta. Eikä vapaa happikaan ole välttämättä minkäänlainen merkki elämästä.
Toisaalta, jos elämän merkit onkin nyt kaikesta huolimatta löydetty, on mahdollista, että olemme havainneet yhden maailmankaikkeuden pitkäikäisimmistä elollisista ympäristöistä. Hyseaaniset planeetat kun voivat joidenkin arvioiden mukaan ylläpitää elämälle soveltuvia olosuhteita kymmeniä miljardeja vuosia jopa vailla tähtensä valoa ja lämmittävää säteilyä. Ensimmäisestä potentiaalisen biomarkkerin havainnosta on kuitenkin siitäkin vielä pitkä matka sen päätelmän tekoon, että olemme havainneet toisen biosfäärin eksoplaneetan pinnalta.
Vastaa
Onko Proxima b elävä planeetta?
Tähtiensä editse kulkevat planeetat ovat toistaiseksi tarjonneet parhaan mahdollisuuden tutkia eksoplaneettojen fysikaalisia ja kemiallisia ominaisuuksia ja selvittää onko niiden olosuhteissa mahdollisuuksia elämän esiintymiselle. On voitu saada selville mitä molekyyleja planeettojen kaasukehissä esiintyy ja saatu viiitteitä pilvistä ja udusta planeettojen kaasukehien yläosissa. Nykyisistä instrumenteista tehokkaimalla, James Webb -avaruusteleskoopilla, on jopa onnistuttu havaitsemaan merkkejä kuuman, kivisen laavaplaneetan kaasukehästä. Vaikka elinkelpoisen vyöhykkeen pienten kiviplaneettojen kaasukehien tutkimus ei olekaan vielä päässyt vauhtiin, koska niiden ominaisuudet ovat toistaiseksi juuri ja juuri havaintojen tavoittamattomissa, JWST tarjoaa mahdollisuudet siihenkin, kunhan havaintomateriaalia kertyy tarpeeksi.
Yksi sopivista kohteista on TRAPPIST-1 järjestelmä, jonka pienten kiviplaneettojen ylikulkuja tutkitaan aktiivisesti koko ajan pyrkimyksenä tehdä havaintoja niiden kaasukehistä. Toistaiseksi TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehät ovat tosin pysyneet havaintojen ulottumattomissa, koska järjestelmän helpoimmin tutkittavilla, sisimmillä planeetoilla on korkeintaan vain hyvin ohuet kaasukehät. Tähtitieteilijät ovat kuitenkin optimistisia, ja jatkavat yrityksiä saada havaintoja erityisesti järjestelmän elinkelpoisen vyöhykkeen planeettojen kaasukehistä, jotta voitaisiin tutkia niiden elinkelpoisuutta. Ei silti ole mitään takeita, että se onnistuu, koska on mahdollista, että koko planeettaseitsikolta puuttuvat niin tarpeeksi paksut kaasukehät kuin elinkelpoiset olosuhteetkin. Siksi tarvitaan toisia, tehokkaampia lähestymistapoja ja parempia kohteita.
Yksi parhaista kohteista voisi olla meitä lähinnä sijaitseva elinkelpoisen vyöhykkeen todennäköisesti kivinen eksoplaneetta Proxima b. Ongelmana on, että sen ylikulkuja ei voida havaita Maasta katsoen, joten on koetettava toista havaintomenetelmää. Eräs mainio menetelmä on planeetan pinnasta heijastuneen valon suora havaitseminen, minkä pitäisi olla pian mahdollista rakenteilla olevan Euroopan erittäin suuren teleskoopin (ELT) avulla.
Aurinkoa lähintä tähteä kiertävä Proxima b on luonnollisesti ensisijainen kohde suoralle kuvaamiselle, kunhan siihen kykeneviä havaintolaitteistoja vain saadaan käyttöön. Lopultakin, tiedämme kuitenkin planeetasta ennakkoon vain hyvin vähän. Tunnemme sen kiertoradan, osaamme arvioida sen pinnalle osuvan tähden säteilyn määrää ja laatua, olemme saaneet selville planeetan massan olevan vähintää samansuuruinen kuin Maalla mutta tuskin kymmenkertaista suurempi, ja tiedämme lisäksi planeetan olevan suurella todennäköisyydellä vuorovesilukkiutunut siten, että se näyttää tähdelleen aina saman puoliskonsa. Vaikka planeetan ja planeettakunnan ominaisuuksista on kirjoitettu jo satoja tutkimuksia, ne perustuvat ainakin osittain spekulaatioon siitä, minkälainen Proxima b saattaisi olla kyseessä. Emme tiedä minkälainen kaasukehä Proxima b:n pintaa peittää, tai edes sitä onko sillä kaasukehää lainkaan. Sen peittona saattaa olla paksu vedyn ja heliumin kaasuvaippa, jos planeetta on massaltaan lähellä arvioiden ylärajaa ja siten kymmenisen kertaa Maata massiivisempi. Tai sitten kyse on kaikin puolin maankaltaisesta eksoplaneetasta, jonka pinnalla virtaa nestemäinen vesi hiilidioksidipitoisen kaasukehän suojissa. Vain havainnot voivat kertoa mikä on totuus, ja ensimmäisenä askeleena on selvittää onko kaasukehää ylipäätään olemassa.
Chileen rakenteilla oleva ELT (Kuva 1.) mahdollistaa Proxima b:n tutkimisen havainnoimalla planeetan heijastamaa tähden valoa. Jos teleskooppi saadaan toimimaan lähellekään kaavaillulla tavalla, sen teho ja erotyskyky riittävät planeetan ominaisuuksien selvittämiseen mittaamalla heijastuvan valon aallonpituusjakautumaa, eli spektriä. Mutta ei tarvitse tyytyä arvalemaan mitä tuloksia havainnoista voitaisiin saada. Voimme koettaa asettaa maankaltaisen planeetan Proxima b:n tilalle, muokata sen ominaisuuksia tietokonesimulaatiossa monella erilaisella tavalla, ja laskea sitten mitä tulevat havainnot saattaisivat kertoa sen ominaisuuksista ja luonteesta. Tuoreen tutkimuksen mukaan, tietoa saataisiin runsain mitoin riippumatta siitä, minkälainen planeettta lopultakaan on kyseessä.
Proxima b:n paksu, minineptunukselle ominainen vedystä ja heliumista koostuva kaasukehä olisi helppoa havaita tai sulkea pois vain tunnin havainnoilla. Se onkin ensimmäinen tiedonmurunen, jonka ELT:n havaintokapasiteetti tuo mukanaan. Edes ELT:n havainnoista ei silti kyetä helposti tuottamaan arvioita planeettojen koosta, jos niiden ylikulkuja ei voida havaita. Syynä on se perusasia, että vaikka suurempi planeetta näkyykin havainnoissa kirkkaampana sen heijastaessa enemmän tähden valoa, kyse voi yhtä hyvin olla vain koostumuksesta, joka saa planeetan pinnan heijastamaan valoa tehokkaammin. Koon ja heijastavuuden eli albedon vaikutusta on siksi hankalaa erottaa toisistaan. Proxima b:n tapauksessa suorista havainnoista saataisiin kuitenkin selville planeetan radan kallistuskulma eli inklinaatio ja siten sen tarkka massa, eikä enää tarvitsisi turvautua arvioon minimimassasta, joka saadaan radiaalinopeushavainnoista. Massan avulla voitaisiin puolestaan arvioida kokoa riippuen siitä, onko kyseessä kiviplaneetta vai minineptunus, mikä tuottaisi verrattaen luotettavia arvioita planeetan fyysisestä koostakin.
Koon määritys olisi kuitenkin vasta alkua. Spektroskooppinen varmistus planeetan luonteelle kiviplaneettana tai minineptunuksena voitaisiin saada yhdessä havaintoyössä, jo tunnin valotusajalla. Jos spektrissä näkyisi selviä merkkejä vedestä tai hiilidioksidista, taikka pelkistävistä kaasuista kuten hiilimonoksidista, metaanista tai ammoniakista, jotka voivat esiintyä verrattaen helposti havaittavissa pitoisuuksissa vain minineptunusten massiivisemmissa kaasukehissä, planeetan luonne kävisi selväksi. Maankaltaisilta kiviplaneetoilta niiden merkkejä ei saataisi selville alkuunkaan yhtä nopeasti.
Jos Proxima b osoittautuu kiviplaneetaksi, sen spektroskooppinen tutkimus voi paljastaa lukuisia asioita. Kasvihuoneilmiötä voimistavat kaasut kuten vesi, hiilidioksidi ja metaani ovat suurina pitoisuuksina havaittavissa niinikään karkeasti ensimmäisen havaintoyön aikana. Vaikka kaasukehän vesihöyry ei takaakaan veden virtaavan pinnan olosuhteissa kuten Maapallolla, se kertoisi sittenkin veden olemassaolosta planeetan olosuhteissa, mikä ainakin mahdollistaisi planeetan elinkelpoisen luonteen. Vesihöyry ei kuitenkaan sinällään takaa mitään, koska planeetan kaasukehän ollessa liian paksu, voimakas kasvihuoneilmiö voi tehdä sen pinnasta aivan liian kuuman maankaltaiselle elämälle ja hävittää planeetan elinkelpoisen luonteen.
Hiilidioksidin havainto kertoisi myös planeetan luonteesta. Sen olemassaolo voi viitata aktiivisiin geologisiin prosesseihin ja hiilen kiertoon, vaikka ensin onkin kyettävä sulkemaan pois planeetan luonne minineptunuksena. Hiilidioksidi ja metaani yhdessä tarjoavatkin sitten jo tilaisuuden arvioida toden teolla planeetan elinkelpoisuutta. Niiden olemassaolo kiviplaneetan kaasukehässä samanaikaisesti mahdollistaa kaasujen välisen pitoisuussuhteen tutkimisen. Jos metaania on liiaksi, huomioiden sen verrattaen nopea hajoaminen kaasukehässä, ei sen pitoisuuden selitykseksi enää riitä pelkkä geologinen aktiivisuus, vaan saatetaan tarvita jotakin erityisempää. Jotakin sellaista, kuin elävät metanogeeniset bakteerit tai oikeammin niiden konvergentin evoluution tuottama vastine toisella elävällä planeetalla.
Lisää vaihtoehtoja elinkelpoisuuden tutkimiselle avautuu, jos vapaan hapen havaitseminen onnistuu. Proxima b:n tapauksessa siihenkin riittää karkeasti yksi havaintoyö, mutta tarkemmat yksityiskohdat riippuvat havaintoinstrumenttien lopullisesta herkkyydestä sekä siitä, mitkä aallonpituuskaistat ovat tarkkailtavissa samanaikaisesti. Vaikka kaasukehän happikaan ei yksinään riitä merkiksi elämästä, on hapen ja metaanin esiintyminen yhdessä merkki selvästä kemiallisesta epätasapainosta, jonka ainoa tunnettu aiheuttaja on yhteyttävien elävien organismien esiintyminen. Siten jo hapen, hiilidioksidin, metaanin ja veden merkkien etsintä yhdessä paljastaa runsaasti tietoa planeetan ominaisuuksista, ja potentiaalisesta elinkelpoisuudesta. Ne voivat myös esiintyä pitoisuuksina tai yhdistelminä, joiden tulkintana on elävien organismien esiintyminen planeetan pinnalla. Mikään ei kuitenkaan takaa, että elämää todella esiintyy Proxima b:n olosuhteissa.
ELT on niin tehokas teleskooppi, että sen avulla heijastuvan valon havainnointi on mahdollista muistakin lähitähtien elinkelpoisen vyöhykkeen kivisistä eksoplaneetoista. Jos niiden ylikulkuja ei kuitenkaan tapahdu, kuten on asian laita valtaosassa kohteista, ei elämän merkkejä välttämättä voida saada selville muista planeettakunnista edes ELT:n avulla. Proxima Centauri b jää silloin ainoaksi kohteeksi, jonka kaasukehästä, jos sitä on, biomarkkereiden havaitseminen voisi olla mahdollista. Jo sekin kuitenkin tarjoaisi valtavan mielenkiintoisen ikkunan lähijärjestelmien planeettojen ominaisuuksiin ja olosuhteisiin.
Ehkäpä Proxima b ei ole elävä planeetta. Silloinkin sen ominaisuuksien ymmärtäminen on avainasemassa koettaessamme selvittää yleisemmällä tasolla voivatko punaisten kääpiötähtien planeetat olla elinkelpoisia. Jos voivat, niin elämäkin saattaa olla universumissamme yleisempää kuin olemme edes osanneet kuvitella. Silloin eläviä maailmoja voisi olla kirjaimellisesti kosmisen lähinaapurustomme, galaksimme ja koko maailmankaikkeuden joka kolkassa. Niitä saattaisi olla ehkäpä jopa enemmän kuin tähtiä, joita on karkeasti noin satatuhatta miljardia miljardia jo pelkässä näkyvässä osassa maailmankaikkeutta.
Ja toisaalta, jos käykin ilmi, että Proxima b on elävä planeetta, olemme aivan valtaisan, maailmankuvaamme perusteellisesti järisyttävän tieteellisen löydön kynnyksellä. Ehkäpä jo vuonna 2029, ELT:n valmistuessa, saamme selville, ettemme olekaan yksin.
Vastaa
Olemme vaarassa menettää tähtitaivaan
Ihmiskunnan historia on rakennettu monella tapaa taivaan kirkkaiden valopisteiden, tähtien ja planeettojen, varaan. Taivaankappaleiden liikkeet opettivat meidät mittaamaan aikaa paljon tarkemmin kuin oli mahdollista vain tarkkailemalla luonnon reagointia vuodenaikaisvaihteluihin. Opimme rakentamaan kalentereita voidaksemme kylvää satomme otolliseen aikaan sekä määrittämään paikkamme planeetan pinnalla navigoidaksemme maailman merillä. Niiden luomalle perustalle rakensime kokonaisen teknisen sivilisaation, saavuttaen valtavan määrän ymmärrystä maailmamme toiminnasta.
Tieteellinen työ asuttamamme planeetan ja maailmankaikkeuden ymmärtämiseksi opetti runsain mitoin lisää. Saavutimme tietämystä geometriasta ja differentiaalilaskennasta, opimme fysiikan alkeita muodostamalla vetovoimalakeja taivaankappaleiden liikkeiden perusteella. Newtonin gravitaatiolaki nojasi planeettojen liikkeisiin, samoin kuin Albert Einsteinin mukaan tuoma suhteellisuusteoria, joka varmennettiin tähtitieteen havainnoilla. Tähtitiede on avainasemassa, kun satelliittipaikannusjärjestelmä määrittää sijainnin alle metrin tarkkuudella planeettamme pinnalla. Se nojaa varhaisen maailmankaikkeuden kiintopisteisiin, kvasaareiksi kutsuttuihin aktivisiin galaksien ytimiin, jotka loistavat muuttumattomilla paikoilla kaukaisuudessa, taivaalla hitaasti liikkuvien tähtien taustalla. Tähtitieteessä on tutkittu pitkään niitäkin.
Ihmiskunta on katsellut taivaalla paljain silmin näkyviä muutamaa tuhatta tähteä aina. Tähtien, planeettojen, Auringon ja Kuun, komeettojen ja koko Linnunradan ymmärtämiseksi mielikuvituksemme on luonut mytologioita ja uskontoja, jotka värittävät edelleen ajatteluamme kaikissa kulttuureissa. Tähtitaivas on osa kulttuuriperintöämme, ja vaikka valosaaste estää sen katselun valtaosalta ihmisistä, se on sittenkin nähtävillä kaikessa kauneudessaan niissä viimeisissä pimeissä paikoissa, joita Maan pinnalta vielä voi löytää. Mutta nyt olemme vieläkin suuremmassa vaarassa menettää yhteytemme merkittävään osaan historiaamme ja sivilisaatiomme kehitystä, ja ikiaikaiseen uskomustemme lähteeseen.
Tähtitaivas on yksi viimeisiä todellisia yhteismaita ilmakehän ja valtamerten ohessa. Mutta aivan samoin kuin olemme saastuttamassa ja happamoittamassa meriä ja hukuttamassa niiden eliöstöä muoviroskaan, sekä muuttamassa ilmakehäämme kasvattamalla sen lämpötilaa ja horjuttaen vakautta, olemme hävittämässä taivaan tähdet näkyvistä. Kukaan ei sääntele taivaan kaupallista hyödyntämistä millään tavalla, mutta koska planeettamme kiertoratojen hyväksikäytöstä on saatavissa kaupallista hyötyä, ihmiskunta on menettämässä niin satunnaisen taivaan ihastelun kuin amatööriastronomiankin — unohtamatta tähtitaivasta ammattiastronomien havaintokohteena heidän pyrkimyksissään ymmärtää paikkaamme maailmankaikkeudessa, sekä sitä, miten universumimme toimii.
Muutaman kuukauden kuluttua yhdysvaltalaisen tähtitieteilijän Vera Rubinin mukaan nimetty observatorio aloittaa toimintansa Chilessä tarkoituksenaan kartoittaa likimain kaikkea, mitä taivaalla vain on kartoittamatta. Observatorio tuottaa aina kolmen päivän välein kartan koko eteläisestä taivaasta tutkien pimeää ainetta ja energiaa, galaksien gravitaatiolinssejä ja kaukaisia supernovia. Sen kartoista etsitään Aurinkokunnan pikkukappaleita läheisistä asteroideista aina ulkoplaneettakunnan kaukaisiin kohteisiin asti, ja havainnoista varmistuu lopulta onko Aurinkokunnassa jossakin kaukaisella radalla vielä tuntemattomia planeettoja. Vera Rubin observatorion havainnoista etsitään myös gravitaatioaaltojen lähteitä ja kartoitetaan koko Linnunradan rakennetta. Kyse on valtavasta tieteellisestä projektista, jonka tarkoituksena on tutkia ja testata niin maailmankaikkeuden ominaisuuksia, perimmäisiä fysiikan teorioita, kuin myös havaita omalle sivilisaatiollemme vaaralliset, mahdolliset Maan kanssa törmäyskurssilla olevat asteroidit. Suuri osa havainnoista menee kuitenkin pilalle, koska planeettaamme kiertävät satelliitit jättävät niihin peruuttamattomalla tavalla jälkensä.
Suunnilleen viimeisen viiden vuoden aikana ihmiskunta on laukaissut kiertoradalle tuhansia uusia satelliitteja. Niitä on Maata kiertävällä radalla nyt jo yli 11 000, ja määrä on vain kasvamassa nopeasti. Yksi ainoa yritys, SpaceX, on vastuussa lähes kahdesta kolmasosasta kiertoradalle laukaistuista satelliiteista, mutta muut yritykset seuraavat perässä, eikä mielikuvitukselle satelliittien käyttötarkoituksissa ja kaupallisissa mahdollisuuksissa näytä tulevan loppua. Ainakin kymmeniä tuhansia, mahdollisesti jopa satoja tuhansia uusia satelliitteja, on parhaillaan suunnitteilla laukaistaviksi taivaalle edellisten seuraksi. Vaikka ne toki hitaasti poistuvatkin alimmilta kiertoradoilta ja palavat poroksi ilmakehässä, satelliitteja on pian niin paljon, että jopa tähtien erottaminen taivaalta käy vaikeaksi.
Kommunikaatiosatelliiteilla on toki tehtävänsä, ja niitä tarvitaan nyky-yhteiskunnalle elintärkeiden verkkoyhteyksien toimittamiseksi kaukaisiinkin paikkoihin. Niistä on kuitenkin jo nyt tullut valtava taakka tähtitieteen tutkijoille, kun kirkkaat Auringon valoa heijastavat satelliitit kulkevat teleskooppien kuvakenttien ohi. Satelliitit häiritsevät merkittävällä tavalla myös pyrkimyksiä havaita taivaan kohteita radioaalloilla ja niiden palaminen yläilmakehässä tuo mukanaan kokonaan uusia ongelmia. Satojen ja tuhansien satelliittien palaessa ilmakehässä kitkan vaikutuksesta niiden saavutettua elinkaarensa pään ja poistuessa kiertoradalta, niiden metallit ja muut alkuaineet päätyvät palamiskaasuiksi yläilmakehän kerroksiin. Se on kokonaan uusi ulkoisvaikutus, jonka täysiä seurauksia emme osaa vielä edes arvailla. On kuitenkin jo runsaasti viitteitä, että ongelmia aiheutuu esimerkiksi otsonikerrokselle, jonka paksuutta satelliittien palamisessa vapautuvat alumiinioksidit vaikuttavat heikentävän. Näemme reaaliajassa millaiset vaikutukset satelliiteilla on ilmakehän herkkään kemialliseen tasapainoon muttemme enää voi tehdä juuri muuta kuin katsoa mitä seurauksia asialla on.
Tähtitieteilijät voivat tietenkin luottaa kasvavissa määrin itsekin avaruuteen laukaistujen observatorioiden ja teleskooppien havaintoihin, mutta se kaventaa valtavalla tavalla tieteellisessä käytössä olevaa instrumenttiarsenaalia ja heikentää tähtitieteen havaintomahdollisuuksia valtaosalle tähtitieteilijöistä. Maanpäällisistä havainnoista kaikki eivät myöskään koe kovia, koska tiettyjen kompaktien kohteiden havaintoihin satelliiteilla ei ole juurikaan vaikutusta. Laajempien taivaan kohteiden havaitsemisessa niistä tulee kuitenkin valtaisa ongelma, koska satelliittien taivaan kuviin piirtämät kirkkaat vivat (Kuva 2.) tuhoavat informaatiota vaikutuspiirissään olevista kameran pikseleistä.
Vaikutusten huomiointi ja poistaminen onnistuu jossakin määrin, mutta peruuttamatonta vahinkoa tähtitieteelle ei voida välttää. Kirkkaimpien satelliittien radat voidaan tuntea ja niiden vaikutukset huomioida, jolloin teleskooppi voidaan suunnata muualle tai havainnot keskeyttää ylilennon ajaksi. Se kuitenkin edellyttää nopeasti kasvavaa kirjastoa satellittien ratojen ominaisuuksista yhdistettynä niiden ennustettuun kirkkauteen niiden heijastaessa Auringon valoa. Epätarkkuudet ovat helposti niin suuria, että ennusteet menettävät merkityksensä. Ja koska kaikkia satelliittien jälkiä ei voida mitenkään välttää, on mahdollista suodattaa niitä pois algoritmisesti. Se onnistuu jossakin määrin, mutta tuo mukanaan uusia ongelmia. Havaintoaikataulujen muokkaaminen ja havaintojen käsittely tietokonealgoritmeilla on aikaavievää ja hankalaa, ja tuottaa siksi ylimääräisen taakan tutkijoiden harteille. Vaihtoehtoja ei kuitenkaan ole, koska suurten maanpäällisten instrumenttien kallista havaintoaikaa ei voi heittää hukkaan, vaan havainnoista on koetettava joka tapauksessa pelastaa se, mikä voidaan.
Paljon pahempaa on kuitenkin tulossa. Satelliittimuodostelmia suunnitellaan käytettäväksi pimeän taivaan muuttamiseen mainostauluksi. Kun taivaalla Maata kiertävät satelliittimuodostelmat varustaa tehokkailla lasereilla, niitä voi käyttää luomaan taivaalle yli taivaankannen liikkuvia mainoksia. Yötaivaan mainosten olisi oltava niin kirkkaita, että ne voitaisiin nähdä paljaalla silmällä Maan pinnalta, mikä tarkoittaisi niiden olevan vähintäänkin yhtä kirkkaita kuin kirkkaimpien tähtien. Se puolestaan tekisi niistä täydellisiä esteitä kaikille yrityksille havaita taivaan kohteita maanpinnalta tähtitieteellisillä instrumenteilla mainosten suunnassa. Siksi tähtitieteilijät haluavat kieltää kaikki pyrkimykset ottaa yötaivasta kaupallisten tiedotteiden näyttämöksi.
Kyse ei kuitenkaan ole vain tähtitieteilijöiden ongelmasta. Mainokset sulkisivat tehokkaasti näkymämme maailmankaikkeuteen kaikille, niin amatööriastronomeille kuin satunnaisille taivaan tarkkailijoillekin. Se hävittäisi näkyvistämme palan sivilisaatiomme merkittävää kulttuurihistoriaa, eikä mainoksilta voisi välttyä. Se tarkoittaisi kaupallisten tiedotteiden pakkosyöttämistä kaikille niiden alla eläville halusivat he sitten ottaa niitä vastaan tai eivät.
Ei kuitenkaan ole kansainvälisiä sopimuksia, jotka sääntelisivät lähiavaruuden käyttöä kaupallisiin tarkoituksiin sitovalla tavalla ja voisivat estää sen muuttumisen markkinavoimien temmellyskentäksi. On siksi poliitikkojen ja kansainvälisten yhteistyöelimien, kuten Yhdistyneiden Kansakuntien, tehtävä rakentaa sitova säännöstö, jonka puitteissa lähiavaruuden ehkäpä väistämätöntä kaupallistamista voidaan jatkossa harjoittaa. Tähtitiede on uhattuna, jos toimiin ei ryhdytä. Mutta siinä emme häviä vain kauniita kuvia tähtitaivaan kohteista, vaan mahdollisesti elintärkeitä ymmärryksen murusia universumin ja sitä kontrolloivien luonnonlakien toiminnasta sekä suurimmista tähtitieteellisistä havainnoista, joita tulevaisuus voi tuoda tullessaan.
Kirjoitukseen on inspiroinut Alexandra Witzen teksti ”Swarms of satellites are harming astronomy. Here’s how researchers are fighting back”.
2 kommenttia “Olemme vaarassa menettää tähtitaivaan”
Vastaa
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”
-
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.
Yksi näkökohta tähän on että satelliitti on paljon himmeämpi silloin kun se on Maan varjossa. Esimerkiksi matalalla ekvaattoriradalla oleva satelliitti on Auringon valaisema vain melko lyhyen ajan auringonlaskun jälkeen ja ennen auringonnousua, koska aurinko laskee tropiikissa jyrkästi. Kommunikaatiosatelliitit eivät ole eivätkä voi olla sellaisella radalla, mutta esimerkiksi jos tavoitteena hyödyntää mikropainovoimaa teolliseen valmistukseen, silloin mikä tahansa rata kelpaa.
Katsoin muuten jossain vaiheessa tuon laajasti mediahuomiota saaneen väitteen taustaa että ilmakehässä palavista satelliiteista tulisi alumiinioksidia joka häiritsisi otsonikerrosta. En löytänyt alkuperäisestä paperista uskottavaa perustelua väitteelle. Ilmakehään saapuu mikrometeoroideja suuruusluokkaa sata tonnia vuorokaudessa eli paljon enemmän kuin satelliitteja, ja se ei näytä haittaavan otsonikerrosta. Meteoroideissa on enemmänkin magnesiumoksidia kuin alumiinioksidia, mutta en tiedä syytä miksi alumiini olisi kemiallisesti dramaattisesti erilainen kuin magnesium tässä suhteessa. Paperissa väitettiin että alumiinista irtoaisi maahanpaluussa nanohiukkasia, jotka sitten oksidoituvat, ja perusteluna käytettiin atomitason molekyylidynaamista simulaatiota. Kuitenkin nanomittakaavan ja satelliitin koon väliin mahtuu paljon ilmiöitä, joita ei tarkasteltu. Kuvittelisin että satelliitin alumiiniosat sulavat, sulanut alumiini pisaroituu aerodynaamisten voimien takia, ja pisarat hapettuvat pinnalta alumiinioksidiksi mutta säilyvät makroskooppisina jolloin ne putoavat maahan eivätkä jää pitkiksi ajoiksi roikkumaan stratosfääriin otsonikerrosta mahdollisesti häiritsemään. Todistustaakka on minusta tässä kysymyksessä niillä jotka väittävät että nykyisenkaltainen satelliittiromu olisi jostain syystä paljon vahingollisempaa ilmakehälle (per kilogramma) kuin luonnon mikrometeoroidit.
Hyvä pointti liittyen satelliittien palamiseen ilmakehässä. On tosiaan liian varhaista sanoa, onko sillä merkitsevää vaikutusta, vaikka joitakin viitteitä onkin saatu.