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.
Vastaa
Milloin punaisten kääpiötähtien planeetat ovat elinkelpoisia?
Toiveet löytää maankaltaisia, elinkelpoisia maailmoja pienten punaisten kääpiötähtien järjestelmistä ovat kokeneet kolauksen toisensa jälkeen. Vaikka kooltaan ja lämpötilaltaan sopivia planeettoja on runsain mitoin jo aivan lähimmissä planeettakunnissa, niiden elinkelpoisuuden esteenä on lukuisia tekijöitä, joista jokainen asettaa omat fysikaaliset esteensä elämän mahdollisuuksille.
Planeettojen vuorovesilukkiutuminen on yksi merkittävä ero, jonka mukanaan tuomien haasteiden yksityiskohdilla voimme lopultakin vain spekuloida. On mahdollista, että vuorovesilukkiutuminen tekee planeetoista vain osittain elinkelpoisia jättäen suuria alueita planeettojen valaistuilla ja pimeillä puolilla tyystin elinkelvottomiksi. Kaasukehät ovat oleellisessa roolissa sellaisilla planeetoilla tasaamassa lämpöä puoliskojen välillä, mutta silloinkin oman haasteensa tuottavat taatusti jatkuvat valtaisan voimakkaat myrskytuulet, jotka muodostuvat vääjäämättä epätasaisen lämpötilajakautuman seurauksena.
Haasteensa tuottavat myös punaisten kääpiötähtien voimakkaat ja yleiset purkaukset, jotka piiskaavat planeettojen pintoja korkeaenergisillä hiukkasilla ja voimakkaalla ultravioletti- ja röntgensäteilyllä. Ne tekevät planeettojen valoisista puoliskoista vaarallisia elinympäristöjä kaikenlaisille elämänmuodoille, jotka eivät voi hakeutua pinnan alle suojaan. Vaikka säteily tuhoaakin herkästi orgaaniset molekyylit, purkaukset voivat myös muokata planeettojen kaasukehien kemiaa arvaamattomilla tavoilla tuottaen kemiallisia yhdisteitä, jotka suojaavat planeettojen pintoja entistä paremmin. Ne voivat jopa edesauttaa elämän synnyssä tuottaen uusia orgaanisia yhdisteitä. Hajottaessaan vesimolekyylejä ultraviolettisäteily tuottaa kuitenkin vakavia ongelmia elämälle. Vesimolekyylien hajotessa kevyt vety karkaa helposti avaruuteen jättäen reaktiivisen hapen taakseen raskaampana molekyylinä. Se reagoi herkästi kohtaamiinsa yhdisteisiin ja hävittää nopeassa tahdissa vaikkapa orgaaniset yhdisteet tuottaen hiilidioksidia ja typen oksideita.
Hiukkaspurkaukset eivät kuitenkaan tuota suurta vaaraa, jos planeettojen magneettikentät ovat niiltä suojaamassa. Silloin kuitenkin nähdään voimakkaita revontuli-ilmiöitä rengasmaisina rakenteina planeettojen napa-alueilla, ja silläkin voi olla kosmeettista suurempia vaikutuksia niiden biofääriin. Merkittävä määrä pimeän puolen valaistuksesta saattaakin olla peräisin revontulista.
Suurimman esteen punaisten kääpiötähtien maankaltaisten planeettojen elämälle tuottaa kaasukehä, tai oikeammin sen puute. Havainnoista kaasukehien olemassaoloista kandidaateilla elinkelpoisiksi planeetoiksi ei ole toistaiseksi saatu minkäänlaisia viitteitä, vaikka venuksenkaltaiset, paksut hiilidioksidikaasukehät ovatkin jo olleet havaittavissa kouralliselle planeettoja. Siitä on esimerkkinä laavaplaneetta 55 Cancri e, jonka paksu hiilidioksidin ja -monoksidin muodostama kaasukehä on ollut tutkittavissa James Webb -avaruusteleskoopin avulla. Kyse on kuitenkin äärimmäisen kuumasta auringonkaltaista tähteä kiertävästä maailmasta, jonka olosuhteet eivät tarjoa elämälle minkäänlaisia mahdollisuuksia.
Uusiutuvat kaasukehät
Planeettojen kaasukehät eivät pysy samanlaisina kaikkina aikoina, vaan muuttuvat hiljalleen erilaisissa aikaskaaloissa ja erilaisten tekijöiden vaikutuksesta. Esimerkiksi Maan kaasukehä on uudistunut ja muuttunut monilla tavoilla, useaan otteeseen, ennen päätymistään nykyisenkaltaiseksi ripauksen hiilidioksidia sisältäväksi pääasiassa typpi- ja happimolekyylien seokseksi. Maan primitiivinen kaasukehä oli mitä luultavimmin vetypitoinen heijastaen Aurinkokunnan syntymateriaalin koostumusta. Massiiviset, varhaiset asteroiditörmäykset kuitenkin jättivät jälkensä ja kuumensivat planeettaa haihduttaen vedyn avaruuteen ja tuottaen typpivaltaisen, hiilidioksidia ja metaania sisältävän kaasukehän. Nykyiselleen kaasukehä muuntui elävien organismien vaikutuksesta, niiden vapautettua aineenvaihduntansa kuona-aineena happea kaasukehään fotosynteesin kehityttyä varhaisen Maan olosuhteissa.
Maankaltaisten planeettojen kaasukehien kehittymistä voidaan tutkia laajemmin vain tietokonesimulaatioilla, koska tarkkoja tietoja saadaan ainoastaan Aurinkokunnan planeetoista sekä Maan geologisesta historiasta. Oleellista on planeetan kaasukehän kehittyminen planeetan jäähtyessä sen ollessa vasta hyvin nuori (Kuva 1.). Monille punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista suuri osa vetyä ei ehdi karkaamaan avaruuteen, vaan se sataa planeetan pinnalle sitoutuneena vesimolekyyleihin. Silloin vety ei karkaa herkästi edes tähden ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta, koska vesi on planeetan pinnalla ja sen lähettyvillä, syvemmällä sen vetovoimakaivossa, eikä vety haihdu avaruuteen yhtä herkästi kuin säteilyn vaikutuksesta hajonneista kaasukehän ulko-osien molekyyleistä. Seurauksena planeetalle muodostuu kaasukehä, joka koostuu vetyä raskaammista molekyyleistä, pääasiassa hiilen ja hapen yhdisteistä.
Tuoreet tulokset perustuvat tietokonesimulaatioihin, mutta ovat rohkaisevia. Kuumien kiviplaneettojen kaasukehät haihtuvat avaruuteen aivan kuten havainnot vihjaavat tapahtuneen vaikkapa TRAPPIST-1 planeettakunnan sisimpien planeettojen tapauksessa. Elinkelpoisen vyöhykkeen viileämpien planeettojen suhteen tilanne on kuitenkin kokonaan toinen. Ne voivat pitää kiinni kaasukehistään, vaikka ne kokevatkin voimakkaita muutoksia primitiivisestä vetypitoisesta kaasukehästä vettä, hiilidioksidia ja -monoksidia sisältäväksi sekundääriseksi kaasukehäksi. Vetymolekyyliä raskaammista molekyyleistä koostuvana sellainen kaasukehä ei enää pääsekäään haihtumaan helposti avaruuteen tähden voimakkaan ultraviolettisäteilyn tai korkeaenergisten purkausten seurauksena.
Havaintojen suhteen tutkijat ovat kuitenkin ongelmissa, koska pienten kiviplaneettojen kaasukehien havainnot ovat helpoimpia tähteä lähellä sijaitseville, kuumille kiviplaneetoille — siis juuri niille, joilta kaasukehä simulaatioidenkin mukaan puuttuu. Kauempana tähteään kiertävillä, viileämmillä planeetoilla on ehkä kaasukehät peittoinaan, mutta niiden havaitseminen on huomattavan paljon vaikeampaa, koska havaitsemiseen vaadittavia tähden ylikulkuja tapahtuu huomattavan paljon harvemmin. Voimme käyttää yksinkertaista esimerkkilaskelmaa havainnollistamaan käytännön hankaluuksia. Jos planeetan kiertoaika tähtensä ympäri on kolmen päivän sijaan kolme kymmentä päivää, kestää kymmenen kertaa kauemmin saada sen kaasukehän tutkimiseen vaadittava määrä ylikulkuhavaintoja. Jos ylikulkuhavaintoja tarvitaan vaikkapa 30, saadaan ne sisemmälle planeetalle kolmessa kuukaudessa, kun taas ulommalle havaintoja on tehtävä lähes kolme vuotta.
TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehähavaintoja saadaan siksi edelleen odottaa. Havaintomateriaalin kertyessä voidaan kuitenkin asettaa aina vain tiukempia rajoja sille, minkälainen kaasukehä planeetoilla voi olla suojanaan. Jossakin vaiheessa joidenkin planeettojen kaasukehän olemassaolo muuttuu kuitenkin merkitseväksi, ja sen puute voidaan sulkea pois jollakin tilastollisella varmuudella. Silloin kaasukehähavainto on tehty, ja voimme ryhtyä tarkastelemaan mitkä muut elinkelpoisuuden reunaehdot täyttyvät.
Kaasukehä on kuitenkin oltava, jotta voimme edes koettaa etsiä merkkejä elämästä sellaisena kuin sen omalta planeetaltamme tunnemme. Mahdolliset merkit kaasukehän kemiallisesta epätasapainosta, jonka voi selittää vain elävien organismien ainenvaihduntatuotteet, voi nähdä vain, jos kaasukehä on olemassa ja riittävän paksu tarkasteltavaksi ylikulkujen avulla. Jos sen kemiasta on mahdollista saada tietoa tarkastelemalla tähden valoa, jonka aallonpituuksia kaasukehä suodattaa valon kulkiessa sen ulko-osien läpi, on mahdollista tehdä tarkempia määrityksiä planeetan geokemiallisista olosuhteista ja siten elinkelpoisuudesta. Silloin saamme myös ensimmäiset konkreettiset tiedot kohteena olevien planeettojen todellisesta elinkelpoisuudesta pelkkien elinkelpoisuuden mahdollisuuksien sijaan.
Sellaisia tietoja saadaan luultavasti jo aivan lähitulevaisuudessa, ja on syytä arvella tietojen tuovan mukanaan valtaisia yllätyksiä. Kukaan ei toivo sellaista valtaisaa yllätystä, että punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen muutoin maankaltaiset maailmat ovatkin tyystin vailla kaasukehiä ja siten elämän edellytyksiä pinnoiltaan.
Vastaa
Salakuuntelemassa eksoplaneettojenvälistä radioviestintää
Olemme niin tottuneita pitkän kantaman viestiliikenteeseen, ettemme oikein enää edes kiinnitä siihen huomiota. Viestit kulkevat planeettamme puolelta toiselle sekunneissa, ja seuraamme rutiininomaisesti reaaliaikaista videomateriaalia kaukaisista maista. Jopa läheltä lähetetyt viestit saattavat kulkea satelliittien ja toisten maiden kautta ennen saapumistaan vastaanottajalle, eikä asia herätä meissä oikeastaan minkäänlaista kummastusta. Ennen oli tietenkin toisin, ja viestintä kaukaisten maiden välillä tapahtui huomattavasti hitaammin, ihmisten välittäessä viestit maitse tai meritse. Sähkömagneettisen säteilyn, kuten radioaaltojen avulla viestit kuitenkin liikkuvat erittäin nopeasti, ja viestien lähettämistä rajoittaa vain maailmankaikkeutemme ylin kattonopeus, valonnopeus.
Nopea viestiliikenne on yksi teknisen sivilisaatiomme kulmakiviä, ja se näkyy nykyisellään aivan kaikessa mitä vain teemme — toisinaan liiaksikin, kuten jokainen internetyhteydellä varustettuja jääkaappeja tai kotien järjestelyistä mainostajien tarpeisiin dataa kerääviä imurirobotteja ihmetellyt on takuulla havainnut. Tietoa voidaan käyttää monenlaisiin, ajoittain kyseenalaisiinkin tarkoituksiin, mutta se myös mahdollistaa monet huikean paljon tehokkaammat tavat toimia ja järjestää käytännön asioita paremmiksi niin ihmisten kuin yhteiskuntienkin tasolla. Eikä tarve toimivaan tietoliikenteeseen rajoitu vain omalle planeetallemme, vaan satelliittimme ovat jo ryhmittyneet kauas geostationääriselle kiertoradalle, jossa ne kiertävät Maan samassa tahdissa planeetan pyörimisen kanssa pysytellen pintaan nähden paikallaan.
Tieto liikkuu mainiosti Kuuhun ja takaisin, sekä Aurinkokunnan planeettojen välillä kommunikoidessamme toisia planeettoja tutkivien luotaimiemme kanssa. Vastaanotamme jatkuvasti ja rutiininomaisesti viestejä jopa koko Aurinkokunnasta poistuneilta Voyager -luotaimilta. Radiosäteily liikkuu esteettä avaruudessa ja mahdollistaa robottiluotainten keräämien havaintojen lähettämisen Maan vastaanottimiin sekä uusien komentojen lähettämisen määrittämään luotainten toimintaa. Planeettojenvälinen viestiliikenne on siksi todellisuuta, ja on ollut sitä jo vuosikymmenten ajan. Vastaavan viestiliikenteen havainnot eksoplaneettajärjestelmistä voisivatkin olla periaatteessa mahdollisia.
Jos omassa planeettakunnassamme onkin planeettojenvälistä radioliikenneettä, se on väistämättä varsin vähäistä, koska planeetat ovat kaukana ja parhaimmillaankin viestien lähettäminen planeetalta toiselle vie minuutteja valon rajallisen nopeuden vuoksi. Lisäksi, planeetoista vain yksi on asuttu, muiden ollessa varsin vihamielisiä elämälle. Toisissa järjestelmissä etäisyydet voivat olla hyvinkin paljon lyhyempiä, ja vaikka planeettojen elinkelpoisuudesta on toistaiseksi saatu vain hajanaisia arvioita, voi yksittäisten punaisten kääpiötähtien planeettakunnissa olla jopa useita elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja. Jos niissä järjestelmissä on radioaalloilla kommunikointiin kykenevä tekninen sivilisaatio, on periaatteessa mahdollista havaita sivilisaation tuottama radiosäteily havaitsemalla planeettakuntaa radiotaajuuksilla.
Radiolähetys, jossa on koodattuna jokin viesti, on parasta tuottaa kapealla taajuuskaistalla, koska se on kaikkein taloudellisinta ja lähettimen sekä vastaanottimen voi säätää herkäksi tietylle taajuuskaistalle, toisen lähettimen ja vastaanottimen toimiessa viereisillä taajuuksilla. Silloin voidaan lähettää samanaikaisesti useita viestejä, eikä ole vaaraa niiden sekoittumisesta. Ihmiskunta onkin oppinut käyttämään niin kapeita radiotaajuuksien kaistoja, että mikään tunnettu fysikaalinen tai tähtitieteellinen prosessi ei kykene vastaavaan. Vastaanottaessamme kapeakaistaisia lähetyksiä tiedämme niiden olevan ehdottomasti teknisen sivilisaation tuottamia, sen sivilisaation ollessa omamme. Toiset sivilisaatiot, radioaalloilla kommunikoidessaan, päätyisivät kuitenkin luultavasti samoihin ratkaisuihin, koska luonnonlait ovat heillekin samat. Siksi kapeakaistaisia signaaleja on koetettu etsiä lähitähtien ja -planeettakuntien suunnista jo vuosikymmeniä. Vaikeudeksi on kuitenkin muodostunut oma kommunikaatiomme — toisen sivilisaation lähettämä signaali on kyettävä erottamaan meidän itsemme tuottamasta valtavasta määrästä radioaaltojen viestiliikennettä.
Ratkaisuja on kuitenkin olemassa. Havaittaessa jotakin taivaan kohdetta, voi teleskooppia suunnata vuoroin kohteesta sivuun, vuoroin takaisin kohteeseen, ja tarkastella mitä muutos aiheuttaa havaitulle signaalille. Radiosignaalien saapumissuunnan määrittäminen on huomattavasti vaikeampaa kuin näkyvälle valolle, mutta jos signaali heikkenee järjestelmällisesti suunnattaessa teleskooppi pois kohteesta, on suuri mahdollisuus sille, että se saapuu kohteena olevan tähden märittämästä kiinteästä taivaan suunnasta. Sen varmistaminen, että signaali saapuu nimenomaan tietystä planeettakunnasta, on kuitenkin vieläkin vaikeampaa. Voimme silti kuvitella erään mahdollisuuden.
Jos oletamme, että planeettakunnassa on teknologinen, radiosignaalein viestivä sivilisaatio, voimme mainiosti olettaa jonkin järjestelmän planeetoista sen kotiplaneetaksi. Jos sivilisaatio osaa matkustaa planeettakuntansa sisällä, tai ainakin lähettää luotaimiaan toisille planeetoille, se luultavasti viestii planeettojen välillä radiosignaalein verrattaen aktiivisella tavalla aivan kuten omakin sivilisaatiomme. Silloin vieraan sivilisaation voimakkaat kommunikaatiosatelliitit ja lähettimet suuntaisivat viestinsä kohti kohteeksi valittua toista planeettaa, ja tuottaisivat radioaalloille tyypilliseen tapaan laajenevan keilan säteilyä, joka etenisi vapaasti kohti kohdeplaneettaansa. Suuri osa säteilystä kuitenkin kulkisi kohteen ohitse tähtienväliseen avaruuteen. Sellainen säteily puolestaan olisi havaittavissa, kun planeetat näyttäytyvät olevan linjassa Maasta katsottuna. Olisi siten vain havaittava planeetakuntaa radiotaajuuksilla, ja tutkittava erityisesti niitä hetkiä, kun järjestelmän planeetat ovat linjassa keskenään, kulkien toistensa editse.
Näitä planeettojen okkultaatioita sattuu herkimmin ja tunnetaan eniten planeettakunnissa, joiden kappaleet ovat tiukasti samassa tasossa, havaittavissa ylikulkumenetelmillä, ja jotka ovat meitä lähellä. Tutkijoiden mukaan parhaaksi esimerkiksi osoittautuikin lähitähti TRAPPIST-1, jonka tiukkaan pakatuista seitsemästä planeetasta ainakin kolme, mutta ehkäpä jopa viisi, ovat elinkelpoisella vyöhykkeellä.
Mahdollisuuksista huolimatta, tutkijat toteavat, että minkäänlaisia merkkejä radiolähetyksistä TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoilta ei havaittu. Kyse on jälleen yhdestä havaintopisteessä ihmiskunnan pitkässä listassa menestyksettömiä yrityksiä havaita merkkejä toisista sivilisaatioista. Kahden viikon havaintokampanjassaan tutkijat koettivat etsiä kapeakaistaisia signaaleja melko laajalla 0.9 – 9.3 gigahertsin taajuusvälillä (Kuva 1.), ja keskittyen seitsemään planeettojen okkultaatioon havaintojakson aikana.
Negatiivisesta tuloksesta huolimatta tutkijat onnistuivat määrittämään millä ehdoilla käytännön havainnoista voitaisiin saada selville eksoplaneettojenvälisen kommunikaation merkkejä. Jos kyseessä olisi valtavalla lähettimellä tuotettu signaali, joka olisi saatu omalla planeetallamme aikaiseksi vaikkapa Arecibon edesmenneellä, valtaisalla radioteleskoopilla, positiivisten havaintojen teko olisi tullut mahdolliseksi. Vastaavalla lähetysteholla tuotettuja hyvin läheisten TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen väliseen kommunikointiin tarkoitettuja signaaleja tuskin mikään sivilisaatio lähtisi tuottamaan niiden absurdin voimakkuuden vuoksi. Teholtaan pienemmt signaalit tulisivat kyseseen, ja verrattaessa Maan radiokommunikaatioon, signaalit voivat olla havaittavissa lähitulevaisuuden uusilla maanpäällisillä instrumenteilla.
Ei kuitenkaan ole mitään takeita, että TRAPPIST-1 järjestelmässä olisi kukaan viestimässä planeettojen pinnalla tai niiden välillä, eikä ole alkuunkaan selvää, että teknologiset sivilisaatiot edes tekisivät niin monista monituisista syistä. Vieraiden sivilisaatioiden radiosignaalien salakuuntelu on kuitenkin kaikesta päätellen lähitulevaisuuden varteenotettavaa tähtitieteellistä toimintaa koettaessamme etsiä merkkejä toisista fysiikkaa, matematiikkaa ja niiden teknologisia sovelluksia hyväkseen käyttävistä älykkäistä lajeista. Ja jos sellaisten merkkien havaitsemiseen on pienikin mahdollisuus, kannattaa havaintoja ainakin yrittää.
Vastaa
Oudosti pyörivä nuori lähitähti V889 Herculis
Tutkimukseni on tyypillisesti keskittynyt eksoplaneettoihin. Toisinaan eteen tulee kuitenkin jotakin aivan muuta ja utelias tutkijan mieli ei voi vastustaa pientä harharetkeä tähtien fysiikan hankalakulkuisille sivupoluille. Uusi tutkimusryhmäni saama tulos houkutteli kirjoittamaan vaihtelun vuoksi tähdistä niitä kiertävien planeettojen sijaan. Tutkimme tähtien pyörimistä, mikä saattaa kuulostaa mahdollisimman tylsältä tutkimuskohteelta, jossa ei riitä juuri mitään kiinnostavaa kerrottavaa. Niin minäkin joskus kuvittelin, mutta tieteessä on parasta se, että voi aina myöntää olleensa väärässä. Silloinhan sitä on vain oppinut jotakin uutta.
Tähtien pyöriminen on sellaisia perusasioita tähtitieteessä, että siitä vain harvoin keskustellaan tarkemmin. Pyöriminen on yksi tähtien perusparametreista, joka aiheutuu lopultakin pyörimismäärän säilymislaista — tähdet syntyvät tähtienvälisen aineksen molekyylipilvistä, joilla on turbulenssinsa ja virtaustensa vuoksi nollasta poikkeava pyörimismäärä. Vaikka tähti saa aina vain pienen murto-osan pyörimismäärästä, valtaosan jäädessä sitä kiertävän materian kuten planeettojen liikkeeksi, tähdet eivät koskaan voi olla paikallaan, täysin pyörimättä. Mutta koostuessaan plasmasta, aineen neljännestä olomuodosta, jossa atomiytimet ja elektronit ovat erkaantuneet toisistaan korkeissa lämpötiloissa, tähdet käyttäytyvät monella tapaa kuten kaasumaiset pallot, joissa on virtauksia kuin nesteissä. Ne eivät silloin myöskään pyörähtele kuten meille tutummat kiinteät kappaleet, oma kiinteän kuoren peittämä planeettamme mukaan lukien.
Tähtien pyörimistä määrittää differentiaalirotaatioksi kutsuttu ilmiö. Termillä tarkoitetaan yksinkertaisesti sitä, että tähtien paikallisessa pyörimisnopeudessa on poikkeamia eri leveyspiireillä. Auringonpilkkujen havainnoista tiedämme, että Auringon pyöriminen on nopeinta päiväntasaajalla ja se hidastuu siirryttäessä kohti napa-alueita. Päiväntasaajaltaan Aurinko pyörähtää kerran vajaassa 25 päivässä mutta napa-alueilla pyörähdysaika on huomattavasti pidempi, yli 34 päivää.
Differentiaalirotaation synty ei kuitenkaan ole millään tavalla yksiselitteistä ja sen tarkkoja mekamismeja ei tunneta. Yksi merkittävä tekijä on tähtien konvektio, joka saa kuumempaa plasmaa nousemaan kohti pintaa vapauttamaan energiaansa säteilemällä. Sama ilmiö syntyy keitettäessä vettä liedellä, kun kuuma neste pyrkii kohti pintaa kattilan pohjalta. Jäähdyttyään ja osallistuttuaan tähden säteilyntuotantoon, plasma painuu taas syvemmälle, kohti tähden sisuksia. Auringon pinnalla näemmekin prosessissa muodostuneita konvektiosoluja — keskeltä kirkkaita monikulmaisia muodostelmia, joita erottavat toisistaan tummemmat rajat (Kuva 1; suuren pilkkuryhmän lisäksi kuvassa näkyy selvänä pinnan granulaatio pienemmässä mittakaavassa). Konvektiosolujen keskellä kuumempi plasma nousee pintaan ja reunoissa se sukeltaa taas viilennyttyään syvyyksiin.
Konvektio suuntautuu aina pintaa kohti, joten se on päiväntasaajalla kohtisuorassa pyörimisakselia kohtaan kun taas napa-alueilla akselin suunnassa ja saattaa siksi olla merkittävä tekijä differentiaalirotaation synnyssä. Tähtien pyörimiseen vaikuttaa kuitenkin moni muukin tekijä lähtien sen iästä, massasta ja kirkkaudesta ja päätyen aina kemialliseen koostumukseen ja magneettikenttään sekä magneettisen dynamon aikaansaamaan turbulenssiin ja dynaamiseen aktiivisuuteen.
Tietoja pyörimisestä perustuen tähtien kirkkaushavaintoihin
Voimme tarkkailla Aurinkoa hyvinkin helposti joka päivä, ja voimme kartoittaa sen pintaa ja pinnan rakenteita suurella tarkkuudella. Auringon pilkkuja tarkkaillaan niin tiiviisti, että jokainen pilkku ja pilkkuryhmä saa oman yksilöllisen nimensä, jolla siihen sitten viitataan jatkossa. Esimekiksi AR3590 (Kuva 1.) on meneillään olevan pilkkusyklin toistaiseksi suurin pilkkuryhmä, jonka yhteydessä Auringon pinnalla havaittiin useita voimakkaita purkauksia.
Auringon pilkkujen ja niiden liikkeen tarkkailu on hyvin helppoa, ja se onnistuu vaikkapa ihan pienimmilläkin kaukoputkilla, esimerkiksi heijastamalla Auringon kuvan vaalealle varjostimelle. Pilkkujen liikkumista Auringon kiekon editse voi seurata helposti ihan reaaliajassa. Toisten tähtien suhteen on toisin. Niiden pilkkujen tutkiminen on valtavan paljon työläämpää ja hankalampaa jo siitä yksinkertaisesta syystä, että kaikki muut tähdet näkyvät kaukaisuutensa vuoksi taivaalla vain pistemäisinä valonlähteinä, joiden pinnasta ei voi ottaa näyttäviä kuvia edes parhailla teleskoopeillamme. Voimme kuitenkin tarkkailla niiden kirkkautta ja sen muutoksia tähtien pyöriessä.
Jos tähden pinta on kirkkaudeltaan tarpeeksi tasalaatuinen, on mahdotonta saada tietoja sen pyörimisestä tarkkailemalla sen kirkkautta teleskoopeilla. Toisaalta, jos tähden pinnan kirkkaudessa ei ole poikkeamia, eikä sen kirkkaus muutu, voi tähteä käyttää apuneuvona toisten tähtien havaitsemiseen. Tutkijat ovat havainneet monen tähden loistavan niin vakaasti, että voidaan katsoa niiden pinnan olevan likimain tasalaatuisia kirkkaudeltaan. Niiden pilkut, jos niitä edes on, ovat niin pieniä ja vaikuttavat kirkkauteen niin vähän, että tähtiä käytetään vertailutähtinä havaintojen kalibroinnissa. On helpompaa selvittää jonkin tähden kirkkauden muutoksia, jos sen vieressä, suhteellisen lähellä taivaalla, loistaa sopiva vertailutähti, jonka tiedämme vakaaksi loisteeltaan. Silloin kaikki erot kahden tähden kirkkauksien muutoksissa kuvastavat varmasti vain muutoksia toisessa tähdistä, koska tyypilliset teleskopin heilahteluista ja ilmakehän ominaisuuksista aiheutuvat muutokset ovat samanlaisia molemmille tähdille.
Tavallisissa kirkkaushavainnoissa on lisäksi se etu, että maanpinnalta voidaan havaita suurta joukkoa tähtiä hyvinkin kevyillä laitteistoilla. Kirkkaimpien tähtien havainnot voidaan toteuttaa vaikkapa pienillä robottikaukoputkilla, joissa on halkaisiltaan vain joidenkin kymmenien senttien kokoinen pääpeili. Sellaiset teleskoopit kalpenevat jopa monen amatööriastronomin laitteistojen rinnalla mutta niiden käyttö on hyvinkin perusteltua, jos vain tietää, mitä on tekemässä. Yhdysvaltalaiskollegani Gregory Henry on yksi tähtitieteilijä, joka tosiaankin tietää, koska hän on havainnut projektissaan lähitähtien kirkkauksia yli kolmen vuosikymmenen ajan. Yksi hänen havaintoprojektinsa tarkoituksista onkin ollut pitää silmällä kirkkaudeltaan muuttuvia, nuoria tähtiä, joiden pintaa täplittävät valtaisat tähdenpilkut.
Kaikki tähdet eivät todellakaan loista vakaan tasaisella tavalla. Toisessa päässä tähtien aktiivisuusskaalaa ovat kirkkaudeltaan voimakkaasti vaihtelevat tähdet. Nuoret tähdet, jotka ovat vasta asettuneet vakaaseen loistoonsa, ja joita siksi täplittävät suuret tähdenpilkut, ovat kirkkaudessa mitattuna erityisen muuttuvia. Ne eivät ole vielä loistaneet miljardeja vuosia ja siirtäneet hiljalleen pyörimismääräänsä tähtituulen mukana avaruuteen, vaan pyörivät edelleen vinhalla tavalla. Niiden pyörähdysajat saattavat olla hyvin lyhyitä, vain päivän tai pari, kuten oli Auringonkin laita sen ollessa vain joidenkin miljoonien tai kymmenien miljoonien vuosien ikäinen. Suuret pilkut puolestaan ovat mainioita, jos kyse on toisten tähtien pilkkurakenteiden havaitsemisesta — pilkkujen liikkuessa pyörivän tähden pinnan mukana, ne saavat aina näkyvälle puolelle tullessaan tähden näyttäytymään himmeämpänä. Vastaavasti, pilkun siirtyessä tähden taakse näyttää kuin tähti kirkastuisi ennalleen.
Voimme siis tarkkailla kaukaisia tähtiä maanpäällisillä teleskoopeilla ja todeta niiden kirkkaudenvaihteluista miten ne pyörivät. Tähtitieteilijöillä onkin käytössään toinen toistaan nerokkaampia matemaattisia keinoja tähden pyörähdysten ja erityisesti pyörimisajan määrittämiseksi kirkkaushavainnoista. On myös havaittu, että mitattaessa pyörimisaikaa useina eri ajanhetkinä, vaikkapa kuukausien tai jopa vuosien välein, saadaan tulokseksi hiukan toisistaan poikkeavia lukemia. Ne poikkeamat aiheutuvat paljolti satunnaisista vaihteluista, sekä oikuttelevasta tutkimuskohteesta. Kun useat samanaikaiset tähdenpilkut muuttuvat, liikkuvat, hajoavat ja yhdistyvät jälleen suuremmiksi kokonaisuuksiksi, saadaan lopputulokseksi koko joukko erilaisia arvioita pyörähdysajaksi. Taustalla on kuitenkin myös differentiaalirotaatioksi kutsuttu ilmiö. Pilkkuja esiintyy eri leveyspiireillä ja ne siksi liikkuvat pinnan mukana eri nopeuksilla, tuottaen erilaisia havaintoja pyörimisajaksi.
Tähden pinta on hyvin eläväinen, dynaaminen kokonaisuus, ja siksi sen tutkiminen aiheuttaa runsain mitoin päänvaivaa tutkijoille. Mutta sinnikkyys palkitaan ja kaaokselta näyttävästä havaintomateriaalista voi ryhtyä löytämään järjestystä. Alkuvuodesta siihen tarvittiin tavallaan pienoinen sattumus, kun tutkijakollegani Jyri Lehtinen Helsingin yliopistosta näytti eräistä lähitähdistä vuosien varrella tehtyjä havaintoja. Havainnot olivat tietenkin peräisin Greg Henryn pitkästä havaintoprojektista. Hän esitteli miten tähtien havaitut pyörähdysajat muuttuvat vuosien saatossa, kun tähtiä havaitaan säännöllisesti. Kysyin viattomasti minkälainen havaittujen pyörähdysaikojen jakautuma oli, koska arvelin sen olevan satunnaiskohinan dominoima ja siten normaalijakautunut — keksijänsä Carl Friedrich Gaussin nimeä kantavan Gaussin kellokäyrän mukaisesti. Niin ei kuitenkaan ollut. Näin yllätyksekseni, kuinka jakautuma riippui voimakkaasti pilkun näennäisestä koosta. Suurimpana näyttäytyvät pilkut tuottivat hyvin samankaltaisia pyörähdysaikoja mutta pienemmät vaikuttivat antavan pyörähdysaikoja, jotka olivat joko selvästi suurempia tai pienempiä.
Mietin oitis missä asennossa tähti oli taivaalla, jotta pilkkujen näennäiset koot olisivat havaitussa suhteessa pyörähdysaikaan. Tähden kiekon reunalla vilahtava pilkku tuottaa pienemmän havaittavan himmenemisen kuin kiekon keskeltä tähden pyöriessä matkaava pilkku. En kuitenkaan keksinyt mitään ilmiselvää, joten päätin luottaa tietokoneiden voimaan ja simuloida tilannetta, jossa havaitsemme kymmeniätuhansia kertoja tähteä, jonka pinnalla on joka kerralla yksi suuri pilkku satunnaisessa paikassa. Säätämällä pilkkujen kokoa, tähden asentoa avaruudessa, ja sen differentiaalirotaatiota sopiviksi, sainkin tuotettua likimain havaitunkaltaisia jakautumia. Mutta vain, jos tähden differentiaalirotaatio oli outoa, Auringosta täysin poikkeavaa. Tarvittiin nopeinta pyörimistä noin 40. leveyspiirin kohdalla, ja siihen verrattuna hitaammin pyörivät päiväntasaaja ja napa-alueet, jotta simuloidut havainnot muistuttivat todellisia havaintoja. Minkään tähden vain ei pitänyt käyttäytyä niin.
Olin tietenkin saattanut tehdä virheitä ja menetelmässä saattoi olla ennalta-arvaamattomia ongelmia tulosten tulkinnassa. Mallinnettuani myös toisen nuoren lähitähden LQ Hydraen pilkkuja saatoin todeta menetelmän olevan toimiva. Sain tulokseksi täsmälleen ennalta arvaamaani käyttäytymistä, jonka mukaan merkkejä differentiaalirotaatiosta ei ollut ja mitatut pyörähdysajat olivat hyvin tarkkaan Gaussin käyrän mukaisia. Tulos oli siksikin huojentava, että aiemmissakaan tutkimuksissa LQ Hydrae ei ollut osoittanut merkkejä differentiaalirotaatiosta. Oli vain niin, että ensimmäinen kohteemme, V889 Herculis, oli omalaatuinen, odottamattomalla tavalla käyttäytyvä tähti. Mutta mitä tuloksemme merkitsivät?
Pyörimisen fysiikka koetuksella
Mainitsin tutkimuksestamme kertoneessa lehdistötiedotteessamme seuraavaa:
”Emme osanneet arvata, että tähtien pyörimisessä voisi esiintyä tällaisia poikkeamia. Päätimme vain soveltaa uutta menetelmää tähteen, jota Helsingin yliopistossa on tutkittu jo vuosia. Havaitut anomaliat tähden V889 Herculis pyörimisprofiilissa kertovat siitä, että ymmärryksemme tähtien dynamiikasta ja magneettisesta dynamosta ovat puutteellisia.”
”Jos tällaiset perusasiat, kuten tähtien pyörimisliike, eivät ole täysin ymmärrettyjä, on selvää, että tutkijoilla on paljon työtä tehtävänään. V889 Herculis on kuin nuori Aurinko, joten se kertoo osaltaan siitä, miten oma tähtemme on käyttäytynyt nuoruudessaan. Tähtien fysiikan ymmärtäminen on siksi oleellisessa roolissa yrittäessämme ennustaa vaikkapa Auringon aktiivisuutta, kuten sen pilkkurakennetta ja purkauksia.”
Tähtien pilkut ja pyöriminen ovat kuin ikkuna niiden sisuksiin, tarjoten tietoa tähtien magneettisesta dynamosta ja sen toiminnasta. Kuten pilkkuja tähden pinnalla, myös sen fysiikkaa voi simuloida tietokoneella käyttämällä tunnettuja ainetta ja energiaa kuvaavia fysiikan lainalaisuuksia. Tutkijat tekevät magnetohydrodynaamisia simulaatioita, joissa tähden plasmaa kuvataan kuin nesteenä, joka virtaa siihen kohdistuvien voimien ansiosta. Paine, lämpötila ja gravitaatio johtavat konvektioon, jonka avulla tähden sisuksissa vapautunut ydinreaktioiden energia siirtyy pinnalle ja säteilee pois. Plasman liike tarkoittaa kuitenkin varattujen hiukkasten liikettä, mikä puolestaa synnyttää tuttujen Maxwellin yhtälöiden mukaisesti magneettikentän. Magneettikenttä taas vaikuttaa plasman liikkeeseen, ja yhdistettynä koko komeuden pyörimiseen, lopputuloksena on kaoottisen dynaaminen pallo plasmaa, jonka toimintaa on vaikeaa ennustaa edes supertietokoneiden avulla.
Vertasimmekin tutkimuksessamme tähden V889 Herculis pyörimisprofiilia tietokonesimulaatioiden tuloksiin. Vaikka ei tunneta ainuttakaan esimerkkiä simulaatiosta, jossa tähden pyörähtely olisi samankaltaista kuin tuloksissamme, löysimme silmiinpistäviä esimerkkejä vastakkaisesta käyttäytymisestä. Joissakin simulaatioissa tähdet pyörivät noin leveyspiirin 40 kohdalla kaikkein hitaimmin, pyörimisen ollessa hiukan nopeampaa sekä päiväntasaajalla että napa-alueilla. Jos vastakkainenkin käyttäytyminen on mahdollista, teoreetikkojen on nyt vain selvitettävä miten havaitsemamme pyörimisprofiilit voivat muodostua. Ei ole kuitenkaan selvää minkälaisia muutoksia oletuksiin tähden toiminnasta tulisi tehdä, jotta simulaatioissa voitaisiin saada havaintojen kanssa yhteneviä tuloksia.
Jos havaintojen kanssa yhteneviä simulaatioita ei onnistuta rakentamaan, olemme mitä luultavimmin sen tosiasian edesssä, että saamamme tulokset eivät sittenkään ole oikein. Ehkäpä on jotakin oleellista, mitä emme ole huomioineet. Tai ehkäpä on useitakin erilaisia tapoja tuottaa havaittuja pilkkujakautumia ja olemme vain jättäneet jotkin mahdollisuudet huomiotta. Se kuitenkin selviää tieteeksi kutsumamme itseään alituiseen korjaavan prosessin myötä.
Suunnitelmissamme onkin jo tutkimuksen laajentaminen laajempaan joukkoon samankaltaisia tähtiä yhdessä tarkempien tilastollisten mallien kanssa. Parasta tieteessä on kuitenkin juuri se, ettemme tiedä mitä tuloksia tulevaisuudessa saamme. Seisomme tunnetun tieteen rajapinnassa ja olemme ottamassa haparoivia askeleita tuntemattomaan. Kukapa tietää mitä seuraavaksi löydämme.
Tähtien aktiivisuuden yhteys myös eksoplaneettatutkimukseen ilmeinen. Lähes kaikki tunnetut planeetat kiertävät tähtiään ja tähtien ominaisuudet vaikuttavat aivan ensisijaisella tavalla planeettojen ominaisuuksiin, kuten elinkepoisuuteen, sekä siihen, voiko niillä ylipäätään olla kaasukehä suojaamassa pintaansa. Liian aktiiviset ja taajaan purkautuvat tähdet saattavat tehdä planeetoistaan elottomia, steriilejä kivenmurikoita. Purkautuminen taas riippuu monimutkaisella tavalla tähden magneettikentän muutoksista ja lopultakin differentiaalirotaatiosta.
Eksoplanettatutkijoina puhumme usein siitä, miten on tunnettava tähti ennen kuin voi tuntea sitä kiertävät planeetat. Ajoittain mieleen kuitenkin hiipii ajatuksia siitä, kuinka kummassa voisimme tuntea planeettoja, kun tähtienkin ymmärryksessä on niin valtavasti puutteita. Onneksi se epätietoisuus motivoi voimakkaasti ottamaan selvää.
Vastaa
Vedestä on pienet planeetat tehty
Vesi on maailmankaikkeuden yleisin yhdiste ja sitä on kirjaimellisesti aivan kaikkialla jo omassa aurinkokunnassamme. Vaikka puhumme oman maailmamme kohdalla sinisestä planeetasta, viitaten sen väriin veden peittämänä Auringon kiertolaisena, Maassa vettä on kuitenkin moniin muihin Aurinkokunnan kappaleisiin verrattuna varsin vähän. Planeettamme on yksi sisäplaneettakunnan kivenmurikoista, jonka kappaleet syntyivät niin sanotun lumirajan sisäpuolella, eli lämpötiloissa, jotka saivat veden höyrystymään. Vesi ei siksi ollut rakennusaineena muodostamassa planeettoja, vaan kaikki vetemme on kulkeutunut planeetallemme sen muodostumisen jälkeen komeettojen mukana.
Aurinkokunnan ulko-osissa on toisin. Vesi on merkittävin pienten kiertolaisten rakennusmateriaali ulkoplaneettakunnassa, jos ei huomioida kaasujättiläisiä Jupiter ja Saturnus, jotka koostuvat valtaosaltaan vedystä ja heliumista. Vettä on jopa niin paljon, että piskuinen Jupiterin kuu Europa omaa suuremmat vesivarannot kuin oma planeettamme. Europa on massaltaan vain noin kahdeksan promillea Maasta, mutta sen vesivarannot ylittävät planeettamme valtamerten ja maankuoren veden määrän. Europalla on vettä yli kaksi kertaa Maan valtamerten verran, joten on selvää, että Maa ei ole kovinkaan vetinen planeetta huolimatta sen pintaa mantereita lukuunottamatta peittävästä nestemäisen veden kerroksesta.
Vesi on myös merkittävässä roolissa lukemattomien eksoplaneettojen rakennusaineena. Sen ei kuitenkaan tarvitse olla vain pinnalla esiintyvinä merinä, vaan vettä esiintyy monella tapaa oleellisena osana planeettojen koostumusta. Maassakin vähintäänkin puolet kaikesta vedestä on sitoutunena maankuoreen, jossa se on osana erilaisia mineraaleja, eikä muutoinkaan esiinny nestemäisenä, vaan eksottisina kovassa paineessa syntyvinä jään faasimuotoina. Samoin on muualla, mutta massiivisempien eksoplaneettojen, supermaapallojen ja minineptunusten suhteen, vettä voi vain olla hurjasti enemmän.
Ongelmallista planettojen koostumusten tutkimuksessa on se, että jopa oman planeettamme yksityiskohtaisen koostumuksen tutkiminen on erittäin vaikeaa, vaikka elämme sen pinnalla. Hankaluudet moninkertaistuvat ja syvenevät, kun koetamme tutkia kaukaisten eksoplaneettojen koostumusta perustuen vain tunnettuihin fysiikan lakeihin ja tietoihin niiden koosta ja massasta. Apuna voidaan kuitenkin käyttää tietoja muistakin tunnetuista eksoplaneetoista, joille koko ja massa, ja siten keskitiheys, tunnetaan.
Todennäköisin koostumus
Pienten planeettojen koostumuksessa on tunnettuja lainalaisuuksia, jotka perustuvat niin teoreettisiin arvioihin mahdollisista koostumuksista kuin planeetoista saatuihin havaintoihin. Espanjan Teneriffan astronomian instituutissa työskentelevä suomalainen astronomi Hannu Parviainen on rakentanut tuoreessa julkaisussaan todennäköisyyksiin perustuvia koostumusmalleja erilaisille eksoplaneetoille. Pienten planeettojen on havaittu jakautuvan karkeasti kolmeen luokkaan: maankaltaisiin kiviplaneettoihin, jotka voivat olla maata pienempiä tai suurempia, minineptunuksiin, joilla on paksu kaasuvaippa kivisen ja jäisen ytimen peittona, sekä vetisiin planeettoihin, joiden tiheys asettuu edellisten välimaastoon. Mallin avulla voidaan esimerkiksi arvioida planeetan kokoa, jos vain sen massa on tunnettu. Sellainen tilanne on vastassa aina, kun on havaittu planeetta radiaalinnopeusmenetelmällä mutta ylikulkuja ei tapahdu.
Jos planeetan massaksi arvioidaan vaikkapa kaksi kertaan Maan massa, on mahdollista laskea sen koolle todennäköisyysjakauma. Yksi sellainen laskelma on havainnollistettu Kuvassa 2, jossa planeetan säde on todennäköisimmin noin 1.5 tai 1.9 kertaa Maan säde. Pieni massa auttaa sulkemaan pois paksun kaasuvaipan melko varmasti, mutta koostumus voi olla kivinen (pienempi säde) tai vetinen (suurempi säde) suunnilleen yhtä suurella todennäköisyydellä. Tarkempaan määritykseen tarvitaan lisätietoa ylikulkuhavainnoista.
Parviaisen malli on erittäin kätevä nopeaan planeettojen tyypin arviointiin. Esimerkiksi Proxima b:n, josta tunnetaan vain arvio massalle, voidaan arvioida olevan todennäköisesti maankaltainen kiviplaneetta, vaikka vetistä koostumusta ei voidakaan sulkea pois. Vastaavasti, noin neljä kertaan Maan massainen kappale voikin sitten kuulua likimain yhtä suurella todennäköisyydellä mihin tahansa kolmesta karkeasta planeettaluokasta.
Vetisten planeettojen luokka on ehkäpä kaikein heikoimmin ymmärretty. Osaamme arvioida planeetojen ominaisuuksia niiden ollessa maankaltaisia, rauta-nikkeli ytimen sisuksiinsa piilottaneita, kiinteän pinnan omaavia kiviplaneettoja. Samoin, paksu vedystä ja heliumista koostuva kaasuvaippa ymmärretään varsin hyvin, koska omassa planettakunnassamme sellainen on jättiläisplaneettojen Jupiterin ja Saturnuksen lisäksi Neptunuksella ja Uranuksella. Vesiplaneettojen koostumusta voidaan kuitenkin tutkia tietokonesmulaatioilla, ja niiden rakenne onkin osoittautunut paljon ennakoitua monimuotoisemmaksi.
Vetisten planeettojen koostumukselle on useita mahdollisuuksia, eivätkä kaikki niistä vastaa valtameriplaneettoja. Uusien tulosten mukaan, vesi sekoittuu herkästi sekä planeettojen kiviseen vaippaan että metalliseen ytimeen, ja jopa ylivoimainen valtaosa, 95% kaikesta vedestä, voi helposti olla sitoutuneena planeettojen sisuksiin. Se vähentää merkittävästi pinnalle jäävän veden määrää, eikä ole alkuunkaan selvää, että on olemassa kuvitelmien valtameriplaneettoja, joita peittää tuhansien kilometrien paksuinen vesivaippa (Kuva 3.).
Mutta vesi sekoittaa ymmärrystämme myös sen suhteen, minkälaisia planeettoja voi olla lopputuloksena. Jos vesi on sekoittuneena planeetan ytimeen ja silikaattivaippaan, sen säde on jopa neljänneksen pienempi kuin voisi odottaa perustuen vain arvioihin massasta. Siksi moni koostumukseltaan maankaltaiseksi ja siten verrattaen kuivaksi kappaleeksi arvioitu eksoplaneetta voikin todellisuudessa olla sisuksiltaan hyvinkin vetinen, mikä todennäköisesti näkyisi myös pinnan vesivarantoina. Ei kuitenkaan ole täysin selvää miten tieto vaikuttaa ymmärrykseemme eksoplaneettojen yleisestä koostumuksesta.
Toisaalta, havainnot näyttävät pienten planeettojen asettuvan kiltisti verrattaen selkeisiin luokkiin. Toisaalta taas simulaatiot ja teoreettinen ymmärryksemme osoittaa, ettei luokkien välillä välttämättä ole kuin määrällisiä eroja, kaikkien välimuotojenkin ollessa hyvinkin mahdollisia. Vesi voi olla monessa roolissa eksoplaneetoilla. Se voi virrata planeettojen pinnalla oman maailmamme tapaan, tai muodostaa paksun vaipan planeetan pinnalle. Todennäköisimmin veden määrän kasvaessa, siitä yhä suurempi osa sitoutuu mineraaleihin niin planeetan silikaattivaipassa kuin ytimessäkin, ja muodostaa korkean paineen olomuotoja, joiden käyttäytymistä pääsemme tutkimaan vain tietokoneilla. Silloin erilaiset havaitut luokat voisivat aiheutua vähä- ja runsasvetisistä maailmoista, sekä niistä, joilla on paksulti vetyä ja heliumia peittonaan.
Vesi saattaa olla merkittävä planeettojen koostumusta säätelevä tekijä. Sen roolin ymmärtäminen on siten avainasemassa koettaessamme selvittää kuinka paljon elinkelpoisia maailmoja eksoplaneettojen moninaisessa joukossa voi olla. Vesi kontrolloi olosuhteita, joiden puitteissa elämä voi saada alkunsa. Se kontrolli puolestaan ulottuu aina planeettojen kokoon ja koostumukseen asti.
Vastaa
Elämää syntyy herkästi
On ehkäpä tarpeetonta mainita mikä elämän synnyn tosiasiallinen todennäköisyys on sillä ehdolla, että istumme planeetta Maan pinnalla pohtimassa asiaa. Kiinnostavampaa on koettaa selvittää kuinka helposti elämä syntyy yleisellä tasolla, kautta universumin. Siihen oma omituinen esimerkkimme ei vastaa tyhjentävästi, mutta elämän historian tarkastelu auttaa kyllä saamaan yleisen tasonkin tietoa. Oleellista on, kuinka pitkä historia Maan elämällä on takanaan.
Elämän syntyhetkeä on koetettu määrittää tuotamalla sille rajoittavia reunaehtoja perustuen eri tieteenalojen tutkimukseen. Esimerkiksi fysiikka ja astrofysiikka, jotka koskevat tähtien ja niitä kiertävien planeettojen syntyä, auttavat kertomaan, että planeettamme ei ole ollut olemassa yhtään sen kauempaa kuin Aurinkokaan, vaan sai alkunsa Aurinkoa kiertävästä materiakiekosta. Auringon ikä, noin 4.6 miljardia vuotta, antaa siten absoluuttisen ylärajan planeettamme ja samalla elämän iälle. Radiometriset ajoitusmenetelmät kertovat aurinkokuntamme vanhimman materian olevan 4.57 miljardia vuotta vanhaa — niihin aikoihin Maa oli luultavasti jo olemassa ainakin protoplaneettana. Kaikkiaan arviot antavat varman ylärajan elämän iälle planeetallamme mutta alarajojakin on mahdollista mitata.
Paleontologien löytämät vanhimmat fossiilit kertovat elämän jättäneen jälkensä Maan kallioperään jo ainakin 3.7 miljardia vuotta sitten. Joidenkin arvioiden mukaan elämästä peräisin olevia jälkiä löytyisi jo 4.1 miljardin vuoden takaa. Arviot tarjoavat konkreettisen alarajan sille, kuinka vanhaa Maan elämä vähintäänkin on. Biologian avulla päästään kuitenkin vieläkin kauemmaksi. Tutkimalla Maan eri eliöiden genetiikkaa, voidaan selvittää minkälainen planeettamme elonkirjon viimeinen universaali esivanhempi oli, ja ennen kaikkea, milloin se eli. Määritys voidaan tehdä matemaattisesti selvittämällä mitkä yhteiset geneettiset tekijät ovat jättäneet jälkensä kaikkeen elämään, ja kuinka kaukana menneisyydessä viimeinen yhteinen esivanhempi oli. Tuore tutkimus asettaa ajanjakson suunnilleen kohtaan 4.2 miljardia vuotta sitten, mikä sopii mainiosti yhteen muiden olemassaolevien iänmääritysten kanssa. Oleellista on myös, että lukema on yhteensopiva sen ajatuksen kanssa, että universaali esivanhempamme on elänyt juuri omalla planeetallamme. Sekään ei ole automaattisesti selvää, koska mikrobien kestävät elintavat salllivat periaatteessa jopa planeettojenvälisen matkustamisen.
Voimme olemassaolevan tiedon perusteella muodostaa aikajanan planeettamme elämän synnystä. Aurinko syntyi 4.6 miljardia vuotta sitten, noin 4.5 miljardia vuotta sitten Maa oli olemassa ja noin 4.4 miljardia vuotta sitten planeetallamme oli elämän edellytyksinä kaasukehä ja vettä. Jo 4.2 miljardia vuotta sitten planeettamme olosuhteissa esiintyi elämää, bakteereja, jotka kopioivat itseään arviolta 2.5 miljoonan DNA:n emäsparin voimin, ja kykenivät tuottamaan noin 2600 proteiinia. Kyse ei siis ole lähellekään ensimmäisistä elämänmuodoista, vaan vain viimeisistä, joiden jälkeläisiä koko planeettamme elonkirjo on. Se vastaa eläviä organismeja ennen ensimmäisiä lajiutumisia, jotka jättivät jälkeensä eri eliöryhmiä nykyisen biologisen moninaisuuden osaksi.
Ennen viimeisiä universaaleja esivanhempia on ollut useita lajeja ja lajiutumista, mutta niistä ei ole enää mitään geneettisiä merkkejä jäljellä, koska kaikki vanhemmat sukupuun haarautumat ovat kuolleet historian saatossa sukupuuttoon. Universaalien esivanhempien arvioidut elintavat kuitenkin kertovat, etteivät ne luultavasti olleet yksin, vaan osana mikrobiomia, jossa oli useampia eri elintapoihin erikoistuneita bakteerilajeja. Ja tuota pikaa, noin 4.1 miljardia vuotta sitten elämää oli jo niin runsaasti, että se jätti itsestään merkkejä aikakauden geologisiin kerrostumiin. Aikajana kertoo siksi vastaansanomattomasti siitä, että elämää syntyi hyvin nopeasti ja se monipuolistui geologisessa silmänräpäyksessä.
Aikajanalla on muitakin rajoittavia tekijöitä. Oleellisin niistä on Kuun synty. Kuun katsotaan nykyisellään syntyneen noin marsinkokoisen protoplaneetan törmättyä nuoreen Maahan noin 4.5 miljardia vuotta sitten. Kyse oli takuulla steriloivasta törmäyksestä, joka niin nollasi planeettamme geologisen kellon kuin hävitti kaikki mahdolliset elämänmuodot, jotka olivat jo ehtineet syntyä. Sekin määrittää osaltaan niitä reunaehtoja, joiden puitteissa viimeisen universaalin esivanhemman on täytynyt syntyä. Lopultakin, on vain noin 200 miljoonan vuoden aikaikkuna, jonka kuluessa elämä syntyi ja monimuotoistui, sekä vakiinnutti itsensä planeetallamme tuottaen universaalin esivanhempamme. Parisataa miljoonaa vuotta on ihmislajin olemassaoloon verrattuna valtavan pitkä ajanjakso, mutta vain lyhyt hetki planeettamme historiassa.
Havainto elämän synnyn nopeudesta
Se itsestään selvä tosiasia, että elämää on syntynyt, ei tosiaan kerro meille yhtään mitään elämän syntytodennäköisyyksistä. Yksittäistapaus ei anna tietoa onko elämän synty ollut äärimmäisen harvinainen lukemattomien sattumusten summa, vai kaikkialla, kaikissa sopivissa ympäristöissä yhtenään tapahtuva kehtyskulku. Elämän syntyhistoria planeetallamme kertoo kuitenkin paljonkin siitä, kuinka herkästi elämää syntyy, kun huomioi siihen kuluneen ajan. Jopa yksittäinen havainto elämän synnyn aikajanasta sisältää informaatiota.
Suurena ongelmana ovat oman vääristyneen näkökulmamme aiheuttamat harhat. Jos elämän synty on nopeaa mutta älykkään, teknologiseen kehitykseen kykenevän elämän, kuten oman lajimme, synty on tuskastuttavan hidasta, olemme väistämättä tilanteessa, jossa Maan elämän on ollut pakko syntyä varhain, jotta voisimme itse olla teknisenä sivilisaationa olemassa. Teknisen sivilisaation synnyn suhteen ei kuitenkaan ole oleellista syntyikö elämää 4.1 vai 4.2 miljardia vuotta sitten. Molemmat ovat suunnilleen yhtä pitkiä aikavälejä, jotta älykkään ja yhteistyökykyisen, työkaluja ja teknologiaa käyttävän ja todennäköisyyslaskentaa soveltavan lajin synty onnistuu, vaikka se olisi hyvin hidas prosessi. Itse elämän synnyn suhteen erolla taas on valtava merkitys.
Vaikka elämä saattaakin tosiasiassa olla hidasta syntymään maailmankaikkeudessa, ja Maassa on ehkä sattunut poikkeuksellinen onnenkantamoinen synnyn tapahduttua niinkin varhain planeettamme historiassa, vajaan 200 miljoonan vuoden aikaikkuna tekee sellaisesta mahdollisuudesta epätodennäköisen. Uusi määritys viimeisen universaalin esivanhemman paikalle aikajanalla tekee elämän nopeasta ja helposta synnystä Maan olosuhteissa moninkertaisesti todennäköisemmän vaihtoehdon. Havainnon käyttäminen maailmankaikkeuden elämän esiintymisen arviointiin on niin ikään suoraviivaista.
Jos elämän synnyn vaatimukset vain toteutuvat — jos syntyy planeetta, joka muistuttaa Maata kooltaan, lämpötilaltaan ja koostumukseltaan — on todennäköistä, että elämän syntyyn vaadittava geokemiallisten reaktioketjujen muuntuminen eläväksi biokemiaksi tapahtuu hyvinkin nopeassa aikataulussa. Siksi on myös todennäköistä, että biosfäärejä on syntynyt maailmankaikkeuden historiassa runsaasti aivan kaikkialla. Koska planeetassamme ei ole oikein mitään erikoista tai erityistä, vaan samankaltaisia planeettoja on jo omassa galaksissamme miljardeja, myös elämää voidaan pitää erittäin yleisenä ja tavallisena ilmiönä maailmankaikkeudessa.
Teknisten, todennäköisyyslaskentaa soveltamaan kykenevien lajien suhteen on toisin. Niistä ei näy merkkiäkään ja näyttää todennäköiseltä, että niiden synty on hyvin hidasta, ja vaatii joka tapauksessa miljardeja vuosia. Hidasteena voivat olla monisoluisuuden kehitymisessä esiintyvät pullonkaulat, energeettisten happea vaativien aineenvaihdunnan reaktioiden käyttöönoton haasteet, tai monet muut mahdolliset ympäristön tuottamat valintapaineet, joiden puitteissa evoluutio ei vain koskaan johda teknisesti kehittyneisiin lajeihin. Teknisten sivilisaatioiden synnyn ei tietenkään tarvitse olla millään lailla vääjäämätöntä. Sillä on silti nollaa suurempi todennäköisyys ja se tapahtuu odotusarvoltaan jossakin aikaskaalassa, joka on maailmankaikkeuden ikään suhteutettuna varsin pitkä, luultavasti miljardeja vuosia. Planeettamme evoluutiohistoria vastaakin siten osaltaan kuuluisaan Fermin paradoksina tunnettuun kysymykseen: ”missä kaikki ovat?”
Jos oletetaan, että maankaltaiselle, auringonkaltaista tähteä kiertävälle planeetalle, syntyy teknisiä sivilisaatioita keskimäärin vaikkapa 10 miljardin vuoden aikaskaalassa, on selvää, että suurelle osalle planeettoja sellaista ei koskaan muodostu. Maakaan ei pysy tähtensä elinkelpoisella vyöhykkeellä kuin enää alle miljardi vuotta Auringon jatkuvasti kuumetessa ja muuttuessa kirkkaammaksi. Silloin voisimme todeta prosessin tapahtuneen Maassa poikkeuksellisen nopeasti, mikä ei ole kovinkaan tyydyttävä vastaus sen asettaessa oman planeettamme erityisasemaan. Koska luultavasti emme ole erityisasemassa, on teknisiä sivilisaatioitakin todennäköisesti syntynyt muuallakin. Silloin Fermin paradoksinkin ratkaisut ovat muualla.
Voimme mainiosti hahmotella erittäin hyviä syitä sille, ettemme ole havainneet merkkejä toisista teknisistä sivilisaatioista. Ei tarvitse kuin katsoa mitä ihmiskunta on parhaillaan teknologiansa voimien sokaisemana tekemässä oman planeettansa elinkelpoisuudelle. Sittenkin, elämä itse vaikuttaa syntyvän maailmankaikkeudessamme verrattaen herkästi, jolloin sen infektoimien planeettojen etsintä on potentiaalisesti erittäinkin hedelmällistä, kunhan vain opimme havaitsemaan elämän merkkejä. Katse kannattaa kääntää läheisten eksoplaneettojen lisäksi myös Marsiin, jonka valtameri ja ehkäpä elämä sen mukana, pakeni kauan sitten planeetan pinnan alle.
Astrobiologisesti elämme joka tapauksessa kiinnostavia aikoja. Toinen elävä planeetta saattaa löytyä jo lähitulevaisuudessa, ellei ole jo löytynyt. Sellaisen etsintä on joka tapauksessa tieteellisessä mielessä yksi kiinnostavimpia havaintoprojekteja, joita ihmiskunta on koskaan koettanut.
Yksi kommentti “Elämää syntyy herkästi”
Vastaa
Kaasukehän happi merkkinä yhteyttävästä elämästä — vai onko?
Elämä muokkaa elinympäristöään moninaisilla tavoilla aivan kuten ympäristö muokkaa elämää evoluution voimien välityksellä. Elävät organismit vaikuttavat aineenvaihduntatuotteidensa välityksellä kotiplaneettansa kaasukehän kemiaan omilla omalaatuisilla tavoillaan. Maassa planeettamme mikro-organismit oppivat kehityshistoriansa saatossa fotosynteesiksi kutsutun biokemiallisen reaktioiden sarjan, jotta saisivat tuotettua tehokkaammin energiaa epäorgaanisista yhdisteistä auringon valoa hyväkseen käyttämällä. Sen prosessin sivutuotteena planeettamme kaasukehä kuitenkin kyllästettiin vuosimiljardien kuluessa hapella. Happi puolestaan mullisti aivan kaiken. Se teki monisoluisesta elämästä energeettisesti mahdollista tarjoten uusia, tehokkaampia kemiallisia reaktiovaihtoehtoja energiantuotantoon. Samalla se kuitenkin sotki koko planeettamme kemian ja jätti hapettomiin olosuhteisiin sopeutuneet eliöt ikuisesti marginaaliin, Auringon parrasvalojen tavoittamattomiin.
Tyypillinen ennuste siitä, miten onnistumme tunnistamaan jonkin eksoplaneetan eläväksi planeetaksi omamme tapaan, pitää sisällään biomarkkereiksi kutsuttujen molekyylien havainnon planeetan kaasukehästä. Happi on tavallisesti katsottu molekyyliksi, jonka havaitseminen muutoin maankaltaisen planeetan kaasukehästä kertoisi aukottomasti elämän, ja erityisesti yhteyttävän elämän, esiintymisestä planeetan olosuhteissa. Ajatukseen on päädytty, koska vapaan hapen muodostumiselle kiviplaneetan olosuhteissa ei ole tunnettu ainoatakaan elotonta kemiallista mekanismia. Nyt se ajatus joudutaan hautaamaan, mikä tekee astrobiologisesta tutkimuksesta ja elävien planeettojen tunnistamisesta paljon haastavampaa kuin arveltiin.
Astrobiologian tutkijat, jotka pyrkivät kehittämään menetelmiä elämän merkkien löytämiseksi toisilta planeetoilta, ovat jo pitkään pohtineet mahdollisuuksia havaita elämän merkkejä eksoplaneettojen kaasukehissä. Samalla, kun tähtitieteilijät ovat rakentaneet instrumentteja, joilla maankaltaisten planeettojen kaasukehistä tehtävät havainnot ovat hiljalleen tulossa mahdollisiksi, kokonainen joukko kemistejä ja biokemistejä on pohtimassa mitkä kaasukehän molekyylit tosiasiallisesti kielisivät elämästä.
Oleellista on huomioida ensin mitä voidaan havaita, ennen sen pohtimista, mikä havainto kielisi elämästä. Tutkimalla läheisten kiviplaneettojen ylikulkuja, voimme tarkkailla kuinka paksulta planeetan kaasukehä näyttää eri aallonpituuksilla sen kulkiessa tähden editse. Koska eri molekyylit suodattavat eri aallonpituuksia omilla ominaisilla tavoillaan, voimme mitata kaasukehällisen planeetan näennäisen koon eri aallonpituuksilla selvittääksemme mistä molekyyleistä sen kaasukehä koostuu.
Menetelmä on ollut lähihistoriassa hyvin menestyksekäs. Aivan hiljattain raportoitiin ensimmäisestä onnistumisesta kivisen planeetan kaasukehän ominaisuuksien havaitsemisessa, kun 55 Cancri e planeetan kaasukehästä havaittiin hiilen, vedyn, hapen ja typen yhdisteitä. Havainto onnistui James Webb -avaruusteleskoopin suunnattoman infrapuna-alueen herkkyyden ansiosta. Webb on niin ikään valjastettu hiljattain havaitsemaan metaanin ja hiilidioksidin merkkejä planeetan K2-18 b kaasukehästä — kaasujättiläisten koostumuksen tarkkailu Webbin avulla on puolestaan jo jokseenkin rutiininomaista.
Ei aukottomia biomarkkereita
Kykenemme jo, ainakin periaatteessa, havaitsemaan merkkejä elämän tuottamista kemiallisista omituisuuksista toisten planeettojen kaasukehissä. Astrobiologit ovatkin koettanet kiivaasti pohtia millaisia ne merkit voisivat käytännössä olla. On yksi asia havaita jonkin kemiallisen yhdisteen signaali planeetan kaasukehässä mutta kokonaan toinen kysymys liittyy molekyylin olemassaolon tulkintaan merkkinä elämästä. Eikö todellakaan ole minkäänlaisia elottomia kemiallisia reaktioreittejä, jotka voisivat tuottaa molekyyliä havaittujen pitoisuuksien verran? Voivatko vastuussa olla geokemialliset prosessit, kuten tulivuoritoiminta? Voiko molekyyliä syntyä kaasukehässä tähden säteilyn avustuksella, valokemiallisissa reaktioissa? Voiko jokin tuntematon eloton kemiallinen reaktioketju tuottaa molekyyliä riittäviä määriä? On kyettävä sulkemaan pois useita erilaisia mahdollisuuksia ennen kuin minkään molekyylin voi sanoa kielivän elämästä.
Kaikkein tärkeintä on kuitenkin kokonaisuus: kaasukehän kemialliset ominaisuudet määrittävät mitä reaktioita voi tapahtua ja mitä ei, ja mitkä molekyylit voi tulkita biomarkkereina. Esimerkiksi maanpäällisen elämän aineenvaihduntansa fotosynteesireaktioissa tuottama happi hylätään kuona-aineena ilmakehään mutta se ei jää pelkäksi hapeksi, vaan reagoi edelleen. Oleellista on otsonin, kolmen happiatomin molekyylin, muodostuminen yläilmakehään, jossa se on niin havaittavana biomarkkerina kuin biosfäärin ultraviolettisäteilysuojanakin.
Planeetallamme elämä tuottaa ilmakehään hapen lisäksi myöskin ilokaasua, metaania, metyylikloridia, etaania, ammoniakkia, ja monia muita yhdisteitä, vaikkakin niitä esiintyy ilmakehässä huomattavasti happea vähäisempiä määriä. Metaani on tyypillinen hapettomissa oloissa toimivien mikrobien aineenvaihduntatuote, ja Maan mikrobit ovat tuottaneet sitä jo varhaisista ajoista lähtien. Nämä metanogeenit ovat vastuussa kuolleiden organismien hajottamisesta ja niitä löytyy kaikkialta vesistöistä maaperään ja jopa syvältä maankuoren sisältä. Metanogeenit kykenevät tuottamaan metaania lukuisissa erilaisissa kemiallisissa reaktioissa, joista jokainen kuitenkin tarvitsee katalyytikseen kallioperän mineraaleja ja liuottimekseen vettä. Reaktioiden reunaehdot saattavat kieliä niistä olosuhteista, joissa Maan elämä on saanut alkunsa. Samoissa olosuhteissa kuitenkin esiintyy myös elottomia kemiallisia reaktioketjuja, jotka tuottavat metaania. Metaani ei siis yksinään ole kovinkaan hyvä biomarkkeri. Metaani on lisäksi hyvin yleinen ja stabiili molekyyli, jota esiintyy runsaasti vaikkapa Saturnuksen kuun Titanin kaasukehässä. Sellaisissa hapettomissa (kemiallisesti pelkistävissä) olosuhteissa sen ei voidakaan katsoa olevan minkäänlainen biomarkkeri.
Mikrobit tuottavat Maassa ilokaasua osana typen kiertokulkua niiden aineenvaihdunnassa. Se katsotaan huomattavasti metaania paremmaksi biomarkkeriksi, koska sille ei ole osoitettu merkittäviä elottomia muodostumisreittejä. Ilokaasua muodostuu Maassa ilmakehään vain vähän, mutta sen etuna ovat voimakkaat spektriviivat ja siten havaittavuus pieninäkin, alle tuhannesosan pitoisuuksina. Ilokaasua kuitenkin syntyy esimerkiksi salamoinnin yhteydessä, joten voimakkaat ukkosmyrskyt planeetan kaasukehässä saattaisivat tuottaa ilokaasua riittävästi huijatakseen meidät luulemaan havainneemme elämän merkkejä. Myös aktiivisten tähtien hiukkaspurkaukset ja ultraviolettisäteily tuottavat planeetan kaasukehään osuessaan ilokaasua. Sen rooli biomarkkerina riippuu siis planeetan olosuhteiden lisäksi tähden aktiivisuudesta ja purkauksista.
Muillakin potentiaalisilla biomarkkereilla on vastaavankaltaiset ongelmansa, ja minkään yksittäisen molekyylin ei voida katsoa olevan selvä elämän merkki eksoplaneetan kaasukehässä. Ainoastaan vapaa happi on tyypillisesti nähty varmana biomarkkerina havaitessamme sitä merkittäviä määriä kivisen planeetan kaasukehästä. Maan kaasukehän happipitoisuus on vaihdellut merkittävästi vuosimiljardien kuluessa, joten elävillä planeetoilla ei välttämättä esiinnyt vapaata happea havaittavia määriä. On silti täysin selvää, että happea muodostui runsaasti vasta elävien organismien tuotettua sitä ainenvaihdunnassaan. Aivan samoin, otsonin havaitseminen kielisi elämästä, koska vapaata otsonia voi esiintyä vain siellä, missä on runsaasti vapaata happea, josta otsoni muodostuu ultraviolettivalon hajottaessa happimolekyylejä yläilmakehässä. Siksi oli valtaisa yllätys, kun tutkijat raportoivat löytäneensä merkittävän hapen lähteen merenpohjasta.
Merenpohjan noduulit happitehtaina
Meret ovat periaatteessa täynnä happea. Se on kuitenkin sitoutunut yhdeksi universumin yleisimmistä yhdisteistä muodostamalla vesimolekyylejä yhdessä vetyatomien kanssa. Vedestä voi tuottaa sopivissa olosuhteissa happea ja vetyä ja esimerkiksi teollisen vedyntuotannon elektrolyysi onnistuu sähkön avulla mainiosti mutta vaatii energiaa, koska kyse ei ole spontaanista reaktiosta. Elektrolyysissä tarvitaan tyypillisesti sähköä johtavat anodi ja katodi, jotka on asetettava erisuuruisiin sähköisiin potentiaaleihin, eli yhdistettävä esimerkiksi pariston eri napoihin. Toinen yhteys muodostetaan suolaisen veden välityksellä ja virtapiiri on valmis. Lopputuloksena positiivisesti varattu katodi vapauttaa happea ja negatiivisesti varattu anodi vetyä — vesimolekyylit saavat sähkövirrasta energiaa hajotakseen hapeksi ja vedyksi. Oleellista on veden toimiminen väliaineena ja eri sähköisten potentiaalien olemassaolo, jotta voi muodostua jännite-ero.
Anodi ja katodi voivat mainiosti muodostua sähköä hyvin johtavista metalleista. Sellaisia metalleja voisivat olla vaikkapa merenpohjan metallinoduuleiksi kutsutut esimerkiksi mangaanista, nikkelistä, koboltista ja kuparista koostuvat muodostelmat (Kuva 1.). Vaikka mekanismin yksityiskohdat eivät olekaan täysin selvillä, tutkijat havaitsivat metallinoduulien yhteydessä vapaan hapen muodostumista. Se viittaa vahvasti luonnolliseen elektrolyysiin hapen lähteenä.
Merenpohjan piti olla happipitoisuuksiltaan matala, pois lukien alueet, joissa pinnalta saapu happirikasta vettä ylläpitämään hapen suhteellisesti korkeampia pitoisuuksia. Happea aineenvaihdunnassaan käyttävien organismien piti joka tapauksessa olla harvinaista alueilla, joissa happipitoista vettä ei virtaa paikalle jatkuvalla syötöllä. Mutta luonto kieltäytyy ajoittain hyvinkin sinnikkäästi noudattamasta tutkijoiden sille asettamia odotuksia. Tutkijat törmäsivät asiaan kuin sattumalta tarkkailessaan merenpohjan eliöiden hapenkulutusta pohjaan asennettujen kammioiden avulla. Heidän suureksi yllätyksekseen, joissakin kammioissa happipitoisuus ei laskenutkaan, koska pohjan mineraalit tuottivat happea tuntemattomilla mekanismeilla. Kyse oli alueen metallinoduuleista, jotka tuottivat vapaata happea ylläpitämään merenpohjan hapesta riippuvaisia ekosysteemejä. Eikä hapentuotanto ollut mitenkään vähäistä, vaan jopa suurempaa kuin pintavesissä, joissa yhteyttävät sinilevät tuottavat vapaata happea.
Löydöllä on kauaskantoisia seurauksia. Noduulien esiintymisalueilla, jotka ovat erittäin houkuttelevaa merenpohjaa kaivosteollisuudelle, on ilmeisesti noduulien hapentuotannosta riippuvaisia ekosysteemejä, joiden tuhoutumisen estäminen on uusi rintama taistelussa ihmiskunnan aiheuttamia luonnontuhoja vastaan. Astrobiologisesti kyseessä on kuitenkin järisyttävä uusi tulos, koska vapaan hapen olemassaolon ei pitänyt olla mahdollista maankaltaisten planettojen olosuhteissa ilman elävien oganismien aineenvaihduntaa. Jos laajojen merenpohjan alueiden elämä onkin riippuvaista elottomasta hapentuotannosta, on hapen merkitys biomarkkerina vähintäänkin kyseenalaista muillakin planeetoilla.
Vapaata happea syvällä kallioperässä
Jos merenpohjan runsas hapentuotanto tuli yllätyksenä, sellaisena voi pitää toistakin tuoretta tulosta, jonka mukaan mikrobit tuottavat runsaasti vapaata happea myös syvällä kallioperän sisällä. Maankuori, planeettamme päällimmäisen litosfääriksi kutsutun osan ylin kerros, tarkoittaa sitä valtaisaa tilavuutta, joka alkaa jalkojemme alla peruskallion pinnasta ja jatkuu useiden kilometrien syvyyteen kaikkialla planeetallamme, merepohjat mukaan lukien. Vaikka se vain harvoin mielletään elävien organismien täyttämäksi ekosysteemiksi, kyse on arviolta kaksi kertaa valtameriä suuremmasta elinkelpoisesta tilavuudesta, jota kansoittavat mikrobit eivät piittaa tuon taivaallista maanpinnan auringonvalosta tai muusta biosfääristä.
Kaikeksi yllätykseksi maankuoren mikrobit eivät kuitenkaan välitä edes planeettamme kaasukehän happirikkaista olosuhteista, vaikka käyttävätkin happea aineenvaihdunnassaan maanpinnan mikro-organismien tapaan. Kyse on paradoksista — miten hapesta riippuvaisia reaktioita on mahdollista ylläpitää maankuoren syvyyksissä, jonne happea pääsee pinnalta vain häviävän pieniä määriä? Pohjaveden organismeja tutkineet mikrobiologit saivat kuitenkin vastaansanomattomia tuloksia. Ensinnäkin, he löysivät sitä suurempia määriä mikrobeja, mitä syvemmältä he saivat pohjavesinäytteensä. Tulos vaikutti hämmentävältä, ja aluksi tutkijat arvelivat tehneensä jonkin virheen. Mutta lukuisten mittausten tuotettua samankaltaisia tuloksia, epäilylle ei jäänyt enää sijaa. Toiseksi, merkittävä osa mikrobeista oli hapellisiin olosuhteisiin tottuneita bakteereita. Sen ei pitänyt olla mahdollista, elleivät ne saaneet happea jostakin lähettyvillään olevasta lähteestä.
Lisäanalyysit paljastivat veteen liuenneen hapen, ja sen lähteen. Kyseessä oli vasta hiljattain löydetty metanogeeni, eli metaania tuottavien arkkibakteerien tyyppi, joka käyttää hyväkseen maankuoren nitraatteja, typen ja hapen yhdisteitä. Niistä bakteerit tuottavat tarvitsemansa hapen saadakseen sen oman aineenvaihduntansa käyttöön vapauttaen samalla osan ympäröivään veteen. Eikä kyse ole aivan pienistä hapen määristä. Havaittu noin puoli milligrammaa happea litrassa vettä on vähemmän kuin tyypillinen meriveden happipitoisuus (7-8 milligrammaa happea litrassa vettä), eikä se riittäisi esimerkiksi monisoluisten eliöiden aineenvaihduntaan. Mutta kyse on happea tarvitseville mikrobeille aivan riittävästä määrästä ja mahdollistaa planeettamme pintaosissa vaikkapa massiivisten mikrobikasvustojen muodostumisen.
Maasta merkittävästi poikkeavissa olosuhteissa happea voi arvioiden mukaan esiintyä elottomien prosessien tuloksena. Mutta vaikuttaa ilmeiseltä, että yhteyttävä elämä, sinibakteereista mäntyihin ja jäkälistä kieloihin, ei ole ainoa tapa tuottaa happea merkittävässä mittakaavassa edes maankaltaisilla planeetoilla. Ja vaikka hapen olemassaolo kielisi elämästä, ei se tarkoita varmuudella juuri yhteyttävää elämää, vaan hapentuotantoa voi olla olemassa ilman yhteyttämistäkin. Olemme siis yhdessä rysäyksessä menettäneet happi- ja otsonimolekyylien merkitykset luotettavina yhteyttävän elämän merkkimolekyyleinä ja päätynet tilanteeseen, jossa niiden olemassaolo maankaltaisen eksoplaneetan kaasukehässä ei välttämättä kieli sen enempää fotosynteesin kuin elämänkään olemassaolosta.
On toistaiseksi mahdotonta sanoa olisiko vapaasta hapesta merkittävissä määrin koostuva kaasukehä mahdollinen lopputulos, saavutettavissa pelkästään merenpohjan metallinoduulien elektrolyysin avulla. Se on kuitenkin mahdollisuus, joka on nyt otettava vakavasti, kun arvioimme mahdollisuuksia käyttää happimolekyyliä biomarkkerina tulevissa yrityksissämme löytää maailmankaikkeudesta merkkejä maanulkopuolisesta elämästä.
Vastaa
Tutkijat löysivät Marsin kadonneen valtameren
Olemme tienneet jo pitkään, että Marsin pinnalla on muinaisuudessa vellonut valtameri. Vaikka onkin ollut epäselvyyksiä meren todellisesta koosta ja veden määrästä, sekä siitä, minne vesi lopultakin katosi, itse meren olemassaolo on ollut suorastaan ilmeistä. Marsin pohjoinen puolisko koostuu alankoalueesta, jolta puuttuvat lähes kaikki eteläisen puoliskon ylänköaluetta täplittävät, lukuisat kraaterit. Pohjoinen on ollut Marsin nuoruudessa suojattuna meteorien iskuilta, koska sitä on peittänyt meri. Pienet meteorit eivät mereen iskiessään jätä jälkiä ja suurempienkin jäljet pyyhkiytyvät vuosimiljoonien kuluessa tehokkaasti pois veden aikaansaaman eroosion vaikutuksesta.
Mars oli ennen paljon maankaltaisempi kuin nykyään. Sillä oli magneettikenttä, joka suojasi pintaa Auringon hiukkastuulelta ja piti paineellaan ja lämpötilallaan veden virtaamassa. Magneettikenttä kuitenkin hiipui, kun pienikokoisen planeetan ydin viileni, ja Mars muuttui pinnaltaan nykyisenkaltaiseksi rutikuivaksi autiomaaksi. Koska planeetta oli paljolti maankaltainen sen ollessa nuori, on hyvinkin mahdollista, että elämä sai alkunsa planeetan pinnalla aivan kuten Maassakin. Jos niin kävi, tai jos elävät solut ovat matkanneet planeettojen välillä panspermiahypoteesin mukaisesti, Marskin on ollut historiassaan elävä planeetta.
Onko sitten mahdollista, että Mars menetti kyvyn ylläpitää elämää? Olisiko mahdollista, että se olisi hiljalleen vain steriloitunut elävien organismien kuollessa sukupuuttoon yksi toisensa jälkeen kaasukehän harvetessa, planeetan kylmetessä ja menettäessä pinnan vedet? Sellaista kehityskulkua on vaikeaa pitää mahdollisena, koska elämä, infektoidessaan planeetan, on äärimmäisen vaikeaa tuhota. Sterilointi vaatisi valtaisaa asteroidin impaktia, joka höyrystäisi planeetan kuorikerrokset ja muuttaisi koko planeetan laavamereksi nollaten sen geologisen kellon täydellisesti. Marsin tapauksessa niin ei selvästi ole käynyt, koska voimme ihastella planeetan pinnanmuotojen geologisia muodostelmia aina sen varhaisaikoihin asti.
Toinen mahdollisuus olisi äärimmäinen kasvihuoneilmiö, joka voisi tehdä planeetan pinnasta venuksenkaltaisen pätsin ja kauttaaltaan aivan liian kuuman kaikelle tuntemallemme elämälle. Marsin kohtalo on kuitenkin ollut päinvastainen, ja Venuksesta poiketen sen kaasukehä on vuosimiljardien aikana ohentunut, mikä on heikentänyt kasvinhuoneilmiötä planeetan pinnalla. Silti, Venuksenkaan täydellisestä elottomuudesta kaikki tutkijat eivät ole aivan yksimielisiä. Mars ei siis missään tapauksessa ole kokenut järisyttävää steriloitumiskehitystä, ja jos elämä joskus pääsi valtaamaan sen pinnan, se voisi varsin mainiosti piilotella planeetallla edelleen, pinnan alla, joissakin sopivissa olosuhteissa. Niin tekee suuri osa omankin planeettamme elämästä, piittaamatta vähääkään pinnan olosuhteista, ilmakehästä tai valtameristä.
Kirjoitin alkuvuodesta Marsin suhteen siitä, että elämän esiintyminen planeetan olosuhteissa vaatisi nestemäisen veden olemassaoloa syvällä planeetan pinnan alla. Vedestä on saatu runsaasti viitteitä aiemminkin, mutta uudet InSight -laskeutujan seismiset mittaukset kertovat aivan uuden viestin. Mars ei koskaan menettänyt pääosaa vedestään avaruuteen, kuten jotkut tutkijat ovat aiemmin arvelleet. Vesi on edelleen planeetan kuorikerroksessa, noin 10-20 kilometrin syvyydessä. Mars siis kuivui pinnaltaan, koska vesi painui sen pinnan alle. Merkittävää on, että vettä havaittiin syvyydessä, jossa lämpötila pitää sen nestemäisenä, virtaamassa kallioperän halkeamissa ja huokoisessa kiviaineksessa aivan kuten omankin planeettamme pohjavesi. Vettä on luultavasti niin paljon, että se riittäisi peittämään planeetan 1-2 kilometrin kerroksen alle — se on enemmän kuin arvioitu muinaisen pintaa peittäneen valtameren vesimäärä.
Aiemminkin on arveltu, että Marsin pinnan alla voisi olla suuriakin määriä nestemäistä vettä. Silti havainto muuttaa Marsin kertaheitolla yhdeksi parhaista paikoista maanulkoisen elämän etsintään, ellei se sitä astrobiologien mielissä jo ollut, ja enää asiassa ei ole kysymysmerkkejä. On vain teknologisia ongelmia sen suhteen, kuinka pääsemme tutkimaan planeetan sisuksia ja etsimään merkkejä sen biosfääristä.
Elämän esiintymiseen ei riitä pelkkä vesi. Tarvitaan myös jonkinlainen energianlähde aineenvaihdunnan ylläpitämiseksi. Sopivaksi energianlähteeksi voisi kuitenkin riittää jo pelkkä radioaktiivinen hajoaminen, mikä ei sallisi kovinkaan suurta aineenvaihdunnan tasoa, mutta riittäisi kyllä eläville soluille.
Löydön merkitys tunnettujen eksoplaneettojen suhteen on myös ilmeinen. Suuri osa karuiksi ajatelluista eksoplaneetoista, jotka ovat voineet menettäneet kaasukehänsä tähtensä hiukkastuulelle, saattavat piilotella valtavia nestemäisen veden varastoja. Voi siten olla niinkin, että olemme jo havainneet jopa useita eläviä planeettoja Auringon lähinaapurustosta, mutta niiden elämä vain historian saatossa jäi planeetan pintakerroksen alapuolelle pintaolosuhteiden muututtua sille vihamielisiksi. Se tekee elämän etsinnästä vaikeaa, muttei täysin mahdotonta. Myös pinnanalaisen elämän aineenvaihduntatuotteet voisivat periaatteessa olla havaittavissa eksoplaneettojen kaasukehistä. Sellaisten havaintojen tiellä olemme kuitenkin vasta ottamassa haparoivia ensiaskeleitamme, eikä ole alkuunkaan varmaa, että pinnanalaista eksoelämää voidaan havaita millään varmuudella vielä pitkiin aikoihin. Emmehän kykene sellaisiin havaintoihin vielä edes Marsin tapauksessa.
Vastaa
Teknisten sivilisaatioiden lämpöjälkiä
Olemme kuin huomaamatta siirtyneet aikakauteen, jona teknisten sivilisaatioiden etsintä avaruudesta ei ole pelkkää tieteiskirjallisuuden haihattelua, vaan ihan konkreettista, vakavastiotettavaa tiedettä. Eikä kyse ole enää vain sokeasta etsinnästä, vaan teknisistä sivilisaatioista voidaan jopa havaita merkkejä — tai ainakin kandidaatteja merkeiksi, koska emme aivan tarkalleen osaa arvioida miltä teknisen sivilisaation havainto näyttäisi.
Ehkäpä eniten huomiota mediassa ja suuren yleisön joukossa ovat herättäneet havainnot selittämättömistä radiosignaaleista. Viimeisimpänä esimerkkinä hämmästeltiin signaalia lähitähden Proxima Centauri suunnasta. Vaikka kyseessä on tosiaankin merkki teknologisen sivilisaation lähettämästä signaalista, se sivilisaatio on suurella varmuudella omamme, ja emme ole ottaneet ainuttakaan askelta selvittääksemme olemmeko yksin omassa maailmankaikkeuden nurkkauksessamme vai emme. Signaalien etsintä, jota on harjoitettu monta vuosikymmentä pyörineissä SETI -projekteissa, on kuitenkin aivan varteenotettavaa tieteellistä tiedonhankintaa, ja sen tuloksia, jos jotakin kiinnostavaa havaitaan, raportoidaan tieteellisessä kirjallisuudessa.
On kuitenkin muitakin kaavailtuja tapoja koettaa havaita merkkejä teknisistä sivilisaatioista planeettamme ulkopuolella. Yleisin niistä on ajatus siitä, että vieraat tekniset sivilisaatiot ovat runsain mitoin omaamme kehittyneempiä, ja hallitsevat siksi tähtienvälisen matkustamisen voidakseen vierailla omalla planeetallamme. Se onkin mahdollista, mutta huolimatta tuhansien ihmisten sinnikkäistä yrityksistä, merkkejä vierailuista ei ole havaittu. Tieteellisessä mielessä on erityisen kuvaavaa, että huippulaadukkaiden kameroiden yleistyttyä ihmiskunnan edustajien taskuissa kautta planeetan vierailijoiden väitettyjen havaintojen määrä on suorastaan romahtanut oltuaan alunperinkin lähinnä anglikaaniseen maailmaan painottunut, voimakkaan kulttuurisidonnainen piirre. Ei ole mitenkään epätieteellistä ajatella, että joidenkin eksoplaneettojen tekniset sivilisaatiot saattaisivat esimerkiksi haluta lähettää robottiluotaimia tutkimaan planeettaamme ja sen elämää. Niinhän mekin teemme omassa aurinkokunnassamme. Sellaisesta ei vain ole toistaiseksi havaittu minkäänlaisia merkkejä.
Hiukan eksoottisemmalta vaikuttaa ajatus mahdollisuudesta havaita lähiplaneetan tekninen sivilisaatio siitä, että se asustaa vuorovesilukkiutuneen planeetan pimeällä puolella ja käyttää meidän laillamme keinovaloja. Ajatuksen tasolla sellainen sivilisaatio voisikin olla havaittavissa, mutta kyse olisi valtaisan onnekkaasta sattumasta, jos toinen tekninen sivilisaatio sattuisi asuttamaan riittävän lähellä meitä sijaitsevaa planeettaa, kuten vaikkapa Proxima Centaurin lähintä kandidaattia elinkelpoiseksi planeetaksi. Tieteeseen kuuluvat villeimmätkin spekulaatiot, mutta on samalla luotettava todennäköisyyslaskennan armottomiin seurauksiin. Ei ole järkeä käyttää kovinkaan suuria tutkimuksellisia resursseja naapuriplaneettojen sähkövalojen kajastuksen havaitsemiseen.
Jos lähiavaruudessa kuitenkin on teknisiä sivilisaatioita, ne todennäköisesti asuttavat jotakin planeettaa ja planeettakuntaa. Ja jos jotkin niistä ovat teknologiselta tasoltaan niin edistyneitä, että tarvitsevat jo merkittävän osan tähtensä säteilyenergiasta käyttöönsä, tarjoutuu mahdollisuuksia havaita heidän olemassaolonsa. Niin ainakin kaavaili britannialais-yhdysvaltalainen fyysikko Freeman Dyson, joka ehdotti teknisten sivilisaatioiden etsintää niiden lämpöjälkien perusteella 1960-luvulla.
Havaittavana megarakennelmat
Pohjimmiltaan ajatus tähtiä ympäröivien megarakennelmien havaitsemisesta merkkinä vieraiden sivilisaatioiden olemassaolosta on varsin yksinkertainen. Tähden säteilyenergian kerääminen vaatii sen sitomista joillakin aurinkokennoja muistuttavilla rakennelmilla, olivatpa nämä sitten millaisia hyvänsä. Sillä taas on kahdenlaisia seurauksia. Ensinnäkin, aurinkopaneelien armada tähteä kiertävällä radalla kerää itseensä merkittävän osan säteilystä, jotta voi sitoa säteilyenergian käyttökelpoisempaan muotoon. Jos energiaa kerätään riittävän suuressa mittakaavassa, näemme tähteä tarkkaillessamme sen himmenevän aika-ajoin aurinkopaneelien peittäessä osan tähteä näkyvistä. Jos energiantarve vain kasvaa ja rakennusmateriaaleja vain riittää, kehittynyt tekninen sivilisaatio saattaa sulkea koko tähden Dysonin palloksi kutsutun rakenteen sisälle kerätäkseen itselleen mahdollisimman suuren osan sen säteilemästä energiasta.
Tähti ei kuitenkaan katoa näkyvistä, koska kaikella säteilyenergian hyödyntämisellä on fysiikan ja erityisesti termodynamiikan asettamat rajoitteensa. Aurinkopaneelit lämpenevät, ja se lämmittää koko rakennelmaa. Lämpö taas voi poistua vain säteilemällä muttei Dysonin pallon sisäpuolelle, koska siellä se edelleen lämmittäisi rakennelmaa. Dysonin pallot siis vapauttavat lämpöenergiaa ulkopuolelleen, ja ovat siksi havaittavissa infrapunasäteilyn aallonpituuksilla. Voisimme kartoittaa taivasta infrapuna-alueen teleskoopeilla ja etsiä kummallisia infrapunasäteilijöitä, jotka eivät voi olla mitään tunnettuja luonnollisesti muodostuneita kohteita kuten galakseja, tähtiä tai planeettoja. Tähtitieteilijät ovatkin pohtineet miten Dysonin pallot voisi erottaa luonnollisista säteilyn lähteistä.
Megarakenteiksi ehdotettuja kohteita on aika-ajoin raportoitu havaitun, kuuluisimpana Tabetha Boyajianin Kepler -avaruusteleskoopin havainnoista löytämä kohde KIC 8462852, jonka kirkkauden muutokset tosin johtunevat tähteä ympäröivästä pölykiekosta. Kyse on kuitenkin lopultakin todennäköisyyksistä. Jos galaksissamme on riittävän suuri määrä edistyneitä teknisiä sivilisaatioita ja edes jotkut niistä tosiaankin rakentavat Dysonin palloja, löydämme merkkejä niiden rakennelmista ennemmin tai myöhemmin, kunhan vain jaksamme etsiä. Yksi menetelmä on tutkia koko taivaan kartoitusprojektien, kuten Gaia- ja WISE satelliittien näkyvän valon ja infrapuna-alueen havaintoja, ja koettaa etsiä kohteita, jotka eivät voi olla luonnollisesti muodostuneita. Tuoreimmassa tutkimuksessa tähtitieteiijät raportoivat löytäneensä seitsemän outoa kohdetta, joiden säteily ei sovi yhteen minkään tunnetun luonnollisen tähden säteilyn kanssa. Jokainen kohteista vastaa punaista kääpiötähteä mutta niiden säteilyssä on selittämättömiä poikkeamia.
Tähteä ympäröivä pölykiekko voi selittää monenlaisia erikoisuuksia tähden havaittavassa säteilyssä. Pöly voi peittää tähden tai osan siitä näkyvän valon aallonpituuksilla, ja hiukkasten liikkuessa kiertoradalla tähden näennäiseen kirkkauteen voi siten syntyä erikoisia muutoksia. Pöly myös lämpenee tähden lähellä, ja vapauttaa siksi infrapuna-alueen säteilyä, mikä tarjoaa parhaan tavan havaita tähtiä ympäröiviä pölykiekkoja ja -muodostelmia. Pelkkä pöly ei kuitenkaan selitä seitsemän punaisen kääpiötähden outoa säteilyä, koska pölyn on luonnonlakien mukaan oltava aina kiekkomaisena rakennelmana tähden ympärillä.
Tutkijat koettivatkin selittää outoja kohteita osittaisilla Dysonin palloilla, joiden lämpötila olisi jotakin 100-700 kelvinasteen välillä ja jotka peittäisivät 10-90% tähdestään. Vaikka yksittäisen havainnon voisi selittää jokin erikoinen astrofysikaalinen sattumus, on omituista havaita kokonainen kourallinen vastaavia kohteita — etenkin, kun niistä jokainen vastaa punaisia kääpiötähtiä, eikä mikään tunnettu luonnollinen selitysmalli oikein riitä kuvaamaan niitä. Ei silti ole syitä hypätä johtopäätöksiin siitä, että olisimme nyt havainneet merkkejä vieraista teknisistä sivilisaatioista, koska Dysonin palloihin liittyy paljon tähtitiedettä syvällisempiä seikkoja, ja ne herättävät runsaasti kysymyksiä alkaen kulttuurillisista ja biologisista tekijöistä ja päätyen insinööritaitoon, logistiikkaan ja fysiikkaan.
Ei ole olemassa mitään pakottavia syitä, joiden vuoksi vieraan tekniset sivilisaatiot, olivatpa ne kuinka kehittyneitä hyvänsä, rakentaisivat juuri Dysonin palloiksi kutsumiamme rakennelmia sen sijaan, että vain rajoittaisivat energiankulutustaan vaikkapa heille sopiviin planetaarisiin rajoihin. Ajatukset koko tähden energiantuotannon valjastamisesta sivilisaation käyttöön juontavat juurensa ihmissivilisaation teknologiseen kehitykseen, jonka saatossa 1900-luvun alkupuoliskolla energiankulutuksemme on kasvanut liki eksponentiaalisella tavalla. Yleistysten tekeminen perustuen ajallisesti rajattuun erikoistapaukseen ovat vaarallisia, ja on syytä muistaa, että valtaosan olemassaolostaan ihmiskunta on pitäytynyt energiankulutuksessaan varsin maltillisella ja vakaalla tasolla. Lisäksi, tiedämme jo nyt olevamme erittäin vaarallisilla vesillä — olemme valjastaneet käyttöömme niin suuret voimavarat, että toimintamme uhkaa jo oman kotiplaneettamme elinkelpoisuutta. On siksi täysin varmaa, että energiankulutuksemme ei jatka kasvua eksponentiaalisella käyrällä, emmekä voi koskaan ryhtyä Dysonin pallon rakentamiseen oman tähtemme ympärille ennen kestävän kulutustason saavuttamista. Se taas saattaisi hyvinkin poistaa kaikki motiivit ryhtyä megarakenteiden rakennusprojekteihin.
Tarvittava materian määrä aiheuttaa omat rajoitteensa. Jos kuvitellaan vain metrin paksuinen pallokuori Maan radan etäisyydelle Auringosta, sen rakentamiseen tarvittaisiin sama määrä materiaa kuin on koko Aurinkokunnassamme sitoutuneena planeettoihin ja niitä pienempiin kappaleisiin. Dysonin pallon olisi siis oltava erittäin ohut muodostelma ja silloinkin sen rakentaminen vaatisi valtavaa logistista operaatiota, jonka puitteissa sopivaa rakennusmateriaalia olisi haalittava laajalti koko aurinkokunnan alueelta. Dyson itse ehdotti koko Jupiterin massan käyttöä rakennusmateriaalina.
Motiivit rakennusprojektin taustalla eivät nekään ole selvillä, koska äärimmäisen kehittynyt sivilisaatio kykenee varmasti tuottamaan tarvitsemansa energian helpomminkin tai sitten osaa tehostaa toimintaansa riittävällä tavalla rajatakseen energiantarpeensa pienemmäksi. Dysonin pallot eivät siksi muodostu todennäköisiksi ratkaisuiksi teknisten sivilisaatioiden energiantarpeeseen, eikä ole alkuunkaan varmaa että yhtään sellaista on olemassa koko näkyvän maailmankaikkeuden alueella — puhumattakaan Auringon lähinaapuruston tähdistä, joita voimme havaita tarkimmin.
Mitä tutkijat sitten ovat havainneet tunnistaessaan seitsemän selittämätöntä kohdetta? Julkaisussaan he kertovat avoimesti, etteivät tiedä, ja siksi kohteet ovat kandidaatteja Dysonin palloiksi — jokin selityshän niiden omituisuuksille on oltava. Toistaiseksi kyse on kuitenkin vasta oudosta lämpösäteilystä, jota ei voi selittää vain tähtiä kiertävällä pölyllä. Kyse voi olla läheisistä hiukan erilaisten tähtien muodostamista kaksoistähdistä ja niiden järjestelmien pölymuodostelmista, tai pahoista virheistä tähtien ominaisuuksien määrityksissä. Mahdollisia ovat myös kohdalle osuvat taustataivaan galaksit tai järjestelmässä tapahtuneet planeettojen törmäykset, joissa olisi vapautunut suuria määriä pölyä. Yhden selitysmallin mukaan kyse voisi olla jopa kompakteista, kaukaisista galakseista, joissa on runsaasti pölyä, ja jotka on vain satuttu luokittelemaan virheellisesti tähdiksi. Kuten aina, tarvitaan lisää havaintoja, jotta kohteiden luonne voidaan saada selville. Toistaiseksi on enemmän kuin todennäköistä, että kyse ei ole Dysonin palloista, vaan aivan luonnollisista ilmiöistä ja vääjäämättömien luonnonlakien tuottamista harvinaisista kohteista.
Asiaa ei kuitenkaan voi jättää sikseen, vaan lisähavaintoja on tehtävä. Jos on pienikin mahdollisuus, että saamme havaintoja vieraista teknisistä sivilisaatioista, on havaintoja ainakin yritettävä. Vaikka sellaista havaintoa ei tehtäisikään, on kuitenkin selvää, että opimme jotakin harvinaisten ja omalaatuisten taivaan kohteiden fysiikasta, eikä sellainen tulos olisi millään muotoa pettymys.
2 kommenttia “Teknisten sivilisaatioiden lämpöjälkiä”
-
”koska pölyn on luonnonlakien mukaan oltava aina kiekkomaisena rakennelmana tähden ympärillä”. Onko tähän jokin vuorenvarma syy että muunlainen konfiguraatio ei ole lainkaan mahdollinen? Saturnuksella on renkaat ja spiraaligalaksi on tasomainen, mutta toisaalta elliptisiäkin galakseja on olemassa.
-
Mikko Tuomi sanoo:
Tähdet voivat olla eliiptisenä galaksina, koska niiden väliset etäisyydet ovat niin suuria, että eivät vaikuta toistensa ratoihin kovinkaan voimakkaasti ja siksi liikettä voi olla samaan aikaan eri suunnissa. Kun puhutaan kaasusta, tilanne on toinen. Kaasu vaimentaa nopeasti kiekon tason suhteen vastakkaisen liikkeen, mikä johtaa kiekkomaiseen rakennelmaan.
-
Vastaa
Kuva läheisestä eksoplaneetasta Epsilon Indi Ab
Läheinen, vain vajaan 12 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnasta sijaitseva Epsilon Indin järjestelmä on kiinnostava tähtijärjestelmä. Sen kirkkain tähti, Epsilon Indi A, on oranssi kääpiötähti, joka loistaa hiukan himmeämpänä kuin Aurinko. Sitä kiertää kahden ruskean kääpiön muodostama pari noin 1500 AU:n etäisyydellä mutta tähdellä on myös läheisempi kiertolainen — Epsilon Indi Ab on jättiläismäinen kaasuplaneetta, joka kiertää tähtensä noin 45 vuodessa. Se on toiseksi lähin tunnettu eksoplaneetta, joka on jupiterinkaltainen kaasujättiläinen. Planeetta on ollut henkilökohtaisesti minua kiinnostanut kohde, koska tutkimusryhmäni oli ensimmäisenä määrittämässä sen ominaisuuksia vuonna 2019. Nyt planeetasta on onnistuttu myös saamaan suoria kuvia — James Webb -avaruusteleskoopilla saadut uudet havainnot paljastavan planeetan kuvaamisen onnistuneen, aivan kuten julkaisussamme vuonna 2019 arvioimmekin.
Yhtenä lähimmistä tähdistä, Epsilon Indi on luonnollisesti ollut monien tutkimusryhmien ja havaintokampanjoiden kohteena. Tähteä on esimerkiksi havaittu vuosikymmeniä radiaalinopeusmenetelmällä, ja jo kaksi vuosikymmentä sitten arveltiin, että tähteä kiertää jonkinlainen verrattaen masiivinen kumppani. Syy on siinä, että jo tuolloin havaittiin tähden olevan avaruudessa kiihtyvässä liikkeessä, jota voi aiheuttaa vain jonkin toistaiseksi tuntemattoman, näkymättömän kumppanin vetovoima. Kumppanin luonnetta ei kuitenkaan voitu saada selville, ja se olisi aivan yhtä hyvin voinut olla suuri planeetta kuin hyvin pienimassainen tähtikin.
Tähden jatkuva tarkkailu radiaalinopeusmenetelmällä ei vain tuonut valaistusta kiertolaisen luonteeseen, vaan tarvittiin täydentäviä havaintoja toisilla menetelmillä. Tuolloisen tutkimusryhmämme nuorin jäsen Hertfordshiren yliopistossa, vastaväitellyt kiinalaistutkija Fabo Feng keksikin ajatuksen koettaa puristaa informaatiota Gaia -avaruusteleskoopin havainnoista. Gaia oli laukaistu avaruuteen vuonna 2013, mutta sen avulla ei oltu voitu saada riittävän pitkää havaintosarjaa, jotta kiertolaisen luonteen paljastava tähden näennäinen heilahtelu taivaalla voitaisiin saada mitattua. Vuosikymmenten pituisella kiertoradalla oleva kiertolainen jää auttamatta havaitsematta tällä astrometriaksi kutsutulla menetelmällä, jos havaintoja ei ole niin ikään kertynyt vuosikymmenten ajalta. Feng löysi nerokkaan vaihtoehdon saadaksemme planeetan radan ja siten massan määritettyä.
Gaia -avaruusteleskoopin havainnoista kävi selväksi tähden ominaisliike, eli sen suoraviivainen kulku avaruudessa. Gaian havaintoprojektin päätavoite oli määrittää lähimpien muutaman miljoonan tähden tarkat paikat ja liikkeet taivaalla, jotta saisimme ikään kuin dynaamisen tähtikartan kosmisesta naapurustostamme. Mutta Epsilon Indin liikettä oli mitattu aiemminkin. Hipparcos -satelliitin avulla oli tehnyt aivan vastaavaa paikan- ja liikkeenmääritystyötä jo kaksi vuosikymmentä aiemmin, vaikkakin paljon vaatimattomammalla tarkkuudella. Olimme enemmän kuin innoissamme todettuamme Hipparcos -satelliitin havainnoista määritetyn Epsilon Indin ominaisliikkeen poikkeavan Gaia -satelliitin vastaavasta. Se merkitsi sitä, että tähti oli vuosikymmenten saatossa kokenut kiihtyvää liikettä, jonka suunnan ja suuruuden kykenisimme nyt määrittämään. Tulos auttoi määrittämään tähteä kiertävän planeetan Epsilon Indi Ab radan ja toteamaan kyseessä olevan runsaat kolme kertaa Jupiterin massainen planeetta.
Olimme havainneet Aurinkokuntaa toiseksi lähimpänä avaruudessa sijaitsevan eksoplaneetan, joka voitiin luokitella jupiterinkaltaiseksi kaasujättiläiseksi. Kyseessä on samalla yksi lähimmistä järjestelmistä, joissa ulomman jättiläisplaneetan radan sisäpuolella on mainiosti tilaa maankaltaisille kiviplaneetoille.
Epsilon Indin eksoplaneetta avaruusteleskoopin kuvaamana
Epsilon Indi Ab on monella tapaa erityislaatuinen jättiläisplaneetta suoran kuvaamisen kohteeksi. Se sijaitsee avaruudessa aivan lähellämme, mikä on aina edullista tähtitieteessä. Planeetta on radallaan tähtijärjestelmänsä ulko-osissa, ja sen etäisyys tähdestä on suurempi kuin Jupiterin etäisyys Auringosta, mikä helpottaa kuvaamista. Itse tähtikin on Aurinkoa himmeämpi, ja planeetta loistaa Jupiteria voimakkaammin infrapuna-alueella, joten James Webb -avaruusteleskoopilla oli suotuisat mahdollisuudet onnistua planeetan kuvaamisessa. Eroista huolimatta, Epsilon Indi Ab on kaikin puolin jupiterinkaltaisin maailma, jota tähtitieteilijät ovat toistaiseksi onnistuneet kuvaamaan (Kuva 1.). Olemme ensimmäistä kertaa ottamassa valokuvia jonkin toisen, paljolti auringonkaltaisen vanhan tähden jättiläisplaneetasta, jonka radan sisäpuolella kiviplaneetoilla on mahdollisuus kiertää tähteään kaikessa rauhassa.
Huolimatta James Webb -avaruusteleskoopin ennennäkemättömästä tarkkuudesta ja herkkyydestä, planeettojen kuvaaminen on äärimmäisen vaativaa. Prosessissa tarvittiin teleskoopin koronografia, eli tähden valon havainnoista poistavaa suodatinta, joka jättää jälkeensä vain aivan tähden vieressä loistavan planeetan. Oleellista on kuitenkin, että havainnoissa on merkkejä vain yhdestä planeetasta. Epsilon Indin järjestelmässä ei siis ole useampia yhtä massiivisia jättiläisplaneettoja.
Kyseessä on viilein toistaiseksi kuvattu jättiläisplaneetta. Epsilon Indin järjestelmä planeettoineen on vanha, arviolta vähintäänkin noin 3.5 miljardin vuoden ikäinen ja siten vain hiukan Aurinkokuntaa nuorempi. Samalla on selvää, että järjestelmän planeetta ei ole enää asettumassa tasapainotilaan prosessissa, jossa planeetat kutistuvat, kun raskaampi materia vajoaa pohjaan keveimmän vedyn noustessa pinnalle. Kyse on voimakkaasti lämpöä vapauttavasta prosessista, joka saa nuorten planeettakuntien planeetat loistamaan niin kirkkaina, että niiden havaitseminen on ollut mahdollista jo maanpäällisin teleskoopein. Epsilon Indi Ab ei kuitenkaan ole enää nuori ja hohda kirkkaana infrapunasäteilyn aallonpituuksilla, joten sen havaitseminen vaati Webbin suunnatonta herkkyyttä ja kapasiteettia. Noin kahden celciusasteen lämpötilassa planeetta on hyvinkin tarkkaan sellainen kuin sen massa ja ikä antavat odottaa kaasuplaneettojen fysikaalisten mallien perusteella.
Havainnot eivät kuitenkaan olleet vailla yllätyksiä. Planeetan massaksi saatiin noin kaksi kertaa suurempi arvo kuin aiemmin arvioitiin perustuen radiaalinopeushavaintoihin ja astrometriaan. Planeetta on aiemmin arvioitua kauempana tähdestään, mikä saattaa tarkoittaa virhettä aiemmissa tuloksissa. Ei kuitenkaan välttämättä. Radiaalinopeustekniikalla ja astrometrialla kyetään määrittämään vain tähden liike ja kiihtyvyys avaruudessa. Menetelmillä liikkeestä päätellään, todennäköisyyslaskentaan perustuen, minkälainen kiertolainen voisi vetovoimallaan selittää havainnot. On sekin mahdollisuus, että planeetta ei ole yksin, vaan sillä on sisempi kumppani, joka on liian pieni, jotta se näkyisi Webbin havainnoissa mutta kyllin suuri, jotta se selittäisi tulosten väliset erot.
Tuoreessa julkaisussaan tutkijat kuitenkin onnistuivat mallintamaan sekä kuvaamalla saadut tiedot planeetasta että sen tähteensä aiheuttamat kiihtyvyydet kohtuullisen uskottavalla tavalla, eikä ole täysin selvää, että havaintojen selittämiseen tarvittaisiin toista planeettaa. Se on kuitenkin mahdollisuus, jota taatusti tutkitaan lähitulevaisuudessa. Erityisesti tähden astrometria kertoo karua kieltään siitä, että yhden planeetan malli ei sovi havaintoihin kunnolla, vaikkei ole mitään syitä epäillä havaintojen tarkkuutta ja laatua. Toisen planeetan olemassaolon varmistamisessa voi vierähtää vuosikymmeniä, koska ulkoplaneettojen liike tähden ympäri kestää niin kovin kauan. Se ei kuitenkaan ole este kuin vain yksittäisen tutkijan ja ihmiselämän näkökulmasta. Tieteellä on aikaa odottaa.
Yksi kommentti “Kuva läheisestä eksoplaneetasta Epsilon Indi Ab”
-
Lasse Reunanen sanoo:
Eksoplaneettojen liikkeet tähden ympäri voidaan havaita tähden siirtymisistä ja tähden valomäärän vaihtelusta eksoplaneetan ylityksissä. Nyttemmin siis eksoplaneettojen valokuviakin saatu.
Miten käytännössä eksoplaneettojen kiertoajat saadaan mitatuksi ja miten tarkasti?Planeettojen, Kuun ja Auringon kierrot tiedetty vuosituhansia.
Maa keskeisyydestä siirryttiin Aurinkoa kiertäviin planeettoihin 1500-luvulta.Tähdet ja avaruus 4/2024 lehdessä Marianna Ridderstad kirjoitti:
”Kiinan muinaisesta tähtitieteestä.”
Sivulla 45 oli piirros ”pyhäkön kivikaiverruksesta”, jossa ei ollut tekoaikaa kerrottuna.
Piirroskuvassa Otavan tähtikuvio peilikuvana ja vaunun (kauhan) kahvan kulman
kaksoistähti oli merkittynä. Pienempää kaksoistähteä kannatteli siivekäs henkilö,
kaarena suurempaa kaksoistähteä.
Tulkitsin, että siinä kuvattu tähden kiertoliikettä – jonka kiinalaiset olivat havainneet?
Kerroin tästä sähköpostilla Tähdet ja avaruus -lehdelle ja myös sähköpostilla
HS:n tiedetoimittaja Timo Paukku tiedoksi – joka oli 4.7.2024 kolumnissaan
lyhyesti em. kirjoituksesta kertonut (löytyy HS:n sivulta haulla nimellään).
Kiinalaisilla siis olisi ollut käytettävissä kaukoputki tai sitten kaksoistähti
olisi novana (kirkastuva tähti) ollut havaittavissa?
Myös Otavan vaunun sisällä ollut keisarin kuvassa oli pyöreä tähtimäinen
merkintä ja keisari sormellaan osoitti em. kaksoistähteä.
Olisikohan Otavan vaunun (kauhan) sisälläkin ollut joskus näkyvä
nova tai peräti supernova kiinalaisten havaitsemana?
Kivikaiverruksen ikä olisikin hyvä selvittää,
voinee antaa kiinalaisten tähtitieteestä tietoa – olisivatko jo vuosisatoja sitten,
ennen länsimaita havainneet tähtien kiertoliikettä toisiinsa nähden?
Hyvä kirjoitus!