Eksoplaneetta hukassa

Sivilisaatioiden täyttämä universumi — vai olemmeko yksin?

1.2.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia

Ehkäpä onkin niin, että emme ole yksin. Ehkäpä Fermin paradoksin ainoa oikea ratkaisu on se, että emme ole vielä osanneet etsiä oikealla tavalla, oikeasta paikasta. Ehkäpä kehittyneemmät sivilisaatiot ovat tarkkailleet meitä vain satunnaisilla luotaimilla, joista viimeinen vieraili satojatuhansia vuosia sitten tai ehkäpä he haluavat jättää meidät rauhaan omaan aurinkokuntaamme, galaksin syrjäisen osan periferiaan, joka ei ole kenenkään mielestä erityisen mielenkiintoinen tai uniikki paikka. Ehkäpä galaktiset liikennereitit karttavat omaa Linnunradan nurkkaamme, tai ehkäpä olemme yhdellä sektorin luonnonsuojelualueista, joilla primitiivisten elämänmuotojen annetaan kukoistaa häiritsemättä niiden toilailuja.

Valtaosa astronomeista arvelee, että elämä on yleistä maailmankaikkeudessa. Sitä syntyy aina, kun fysikaaliset ja geokemialliset olosuhteet ovat sopivat, ja elinkelpoisia paikkoja, eläviä kuita ja planeettoja, esiintyy siksi useita jokaisessa aurinkokunnassa. Omassa tähtienvälisen avaruuden saarekkessamme elämän esiintymiselle soveltuvia planeettoja voi olla vain kaksi, mutta elämän mahdollistavat olosuhteet saattavat löytyä useiden jääkuoren peittämien kuiden pinnan alla. Moni on samalla taipuvainen ajattelemaan, että tekniset sivilisaatiot ovat huomattavasti harvinaisempia ja niitä on ehkäpä koko galaksissamme vain kourallinen, turvallisesti tuhansien valovuosien päässä toisistaan, mikä tekee kommunikoinnista lähes mahdotonta. Kaikki eivät kuitenkaan ajattele niin ja hyvästä syystä: asiantuntijuus astronomiassa ei tee kenestäkään asiantuntijaa elämän synnyn bio- ja geokemiassa eikä varsinkaan eksoplaneettojen elämänmuotojen etologiassa ja kulttuurievoluutiossa tai niiden tuottamassa teknologiassa. Yksi heistä on Avi Loeb.

---

Hiljattain Aurinkokunnan läpi viiletti vierailija toisesta tähtijärjestelmästä. Se oli selvästi litteänpuoleinen, noin jalkapallokentän kokoinen kappale, joka pyörähteli itsensä ympäri aina kahdeksan tunnin kuluessa. Komeetaksi tulkittu kappale, joka sai nimen ’Oumuamua (Kuva 1.), kiisi jo kovaa vauhtia pois planeettakunnastamme, kun se edes saatiin havaittua. Mutta havaitsijat huomasivat välittömästi, että kappaleen radassa oli jotakin erityistä. Se ei ollut tavallinen komeetta, jotka ovat osana Aurinkokuntaa ja kyvyttömiä pakenemaan Auringon vetovoimakentästä. ’Oumuamuan liike osoitti kyseessä olevan jotakin aivan muuta — se on tähtienvälinen matkalainen, jonka rataa Auringon gravitaatio muutti mutta jonka liike-energia riittää helposti viemään sen pois järjestelmästämme. ’Oumuamua oli lähellämme vain käymässä, kuin tehdäkseen pienen suunnanmuutoksen keskellä tähtienvälistä matkaansa. Kappaleen liikkeessä oli muutakin omituista. Poistuessaan aurinkokunnasta sen havaittiin kiihdyttävän vauhtiaan.

Komeetoilla on keinonsa vaikuttaa nopeuteensa. Niiden pitkälti jäinen pinta höyrystyy Auringon puolella, jolloin vapautuva kaasu tuottaa pienen työntövoiman pois päin Auringosta. Siten komeettojen pinnat toimivat kuin heikkotehoiset, kaoottiset rakettimoottorit, kun niiden pinnalta purkautuu materiaa. ’Oumuamuan vauhdin havaitun kiihtymisen olisi voinut selittää se, että peräti 10% kappaleen massasta olisi höyrystynyt. Silloin prosessissa vapautunut kaasumainen aines joutuu Auringon hiukkastuulen viemäksi ja komeetoille muodostuvat niiden tunnusomaiset pitkät pyrstöt, jotka suuntautuvat aina pois päin Auringosta. Mutta toisin kuin kaikilla tunnetuilla komeetoilla, ’Oumuamualla ei havaittu minkäänlaisia merkkejä pyrstöstä. Kaasun vapautuminen sen pinnalta ei siis selittänyt kiihtyvää liikettä. Kaiken lisäksi, ’Oumuamuan vauhti ei kiihtynyt kaoottisella tavalla purkausten ja satunnaisesti vapautuvan kaasun toimesta, vaan tasaisen varmasti. Eikä kappale edes näyttänyt säteilevän lämpösäteilyä, kuten auringonvalossa lämpenevät komeetat.

On toinenkin tapa, jolla Aurinkokunnan pikkukappaleet voivat muuttaa liikettään ja kiihdyttää vauhtiaan. Sen tarjoaa Auringon säteily — säteilypaine tuottaa pienen, tasaisen työntövoiman pois päin Auringosta. Niinpä Loeb yhdessä kollegansa Shmuel Bialyn kanssa tekikin laskelmat sen selvittämiseksi, mitä säteilypaineen kiihdyttävä voima merkitsisi ’Oumuamuan ominaisuuksien kannalta. Heidän arvionsa osoitti, että vain hämmästyttävän kevyt ja laakea kappale, massaltaan vain 0.1g neliösenttimetriä kohden, voisi selittää havaitun kiihtyvyyden. Se vastaisi ohutta, paksuudeltaan 0.3-0.9 mm kalvoa, joka toimisi aurinkopurjeena ja kiihdyttäisi vauhtiaan heijastamalla Auringon säteilyä. Kyseessä on teknologia, jonka tunnemme aurinkopurjeena, ja jonka prototyyppejä ihmiskunta on saattanut avaruuteen testimielessä viime vuosikymmeninä. Laskelmien merkitykset ’Oumuamuan luonteelle olivatkin päätähuimaavat. Jos ’Oumuamuan vauhti muuttui säteilypaineen vaikutuksesta, se ei voisi olla luonnollisten prosessien avulla muodostunut kappale, vaan kyseessä täytyisi olla teknisen sivilisaation valmistama, aurinkopurjeella varustettu tähtienväliseen liikenteeseen suunniteltu alus.

Havainnoissa on vielä muutakin omituista. ’Oumuamua on erittäin laakea, ja sen havaittu kirkkaus vaihtelee kertoimella 10 sen pyörähdellessä avaruudessa. Se sai havaitsijat arvelemaan, että kyseessä olisi pitkulainen kappale, jonka kirkkausvaihtelut selittää se määrä pintaa, joka on heijastamassa Auringon valoa teleskooppeihimme. Mutta havaintoihin sopii mainiosti myös laakea, levymäinen kappale. Lisäksi, se heijastaa valoa jopa kertaluokkaa paremmin kuin tyypilliset komeetat, mikä viittaa tavallista sileämpään pintarakenteeseen, joka on harvinaista komeetoilla. Mikä ’Oumuamua siis oikeastaan on, jos sen havaitut ominaisuuden osoittavat kappaleen olevan hyvin epätodennäköisesti luonnon muovaama kappale, kuten asteroidi tai komeetta?

Loeb sanoo havaintojen asettavan hypoteesin ’Oumuamuan luonnollisesta synnystä osana tyypillistä tähtiä ympäröivää komeetta- ja asteroidipopulaatiota kiusalliseen valoon. Hänen mukaansa kappaleen havaitut ominaisuudet ovat äärimmäisen epätodennäköisiä luonnollisten prosessien kautta syntyneelle kappaleelle.

---

Kopernikaaninen mullistus teki Maasta vain yhden planeetan muiden joukossa. Sittemmin tutkijat ovat keränneet järjestelmällisesti tietoa luonnosta, luonnonlaeista ja koko maailmankaikkeudesta, ja havainneet kaikkien kuvittelemiemme erityislaatuisuksiemme olevan pelkkää mielikuvituksen tuotetta. Aurinko on vain yksi tähti galaksimme miljardien tähtien joukossa. Samoin galaksimme on vain yksi tavanomaisista tähtijärjestelmistä näkyvässä maailmankaikkeudessa. Myös ihminen on vain yksi planeettamme lukuisista eliölajeistaja ja ehkäpä planeettamme elämäkin on vain yksi biosfääri muiden joukossa, niillä lukemattomilla planeetoilla, joita tiedämme kiertävän jo aivan lähitähtiämme. Miksei siis tekninen sivilisaatiommekin olisi vain yksi muiden joukossa, ja silloin miljardien vuosien ikäisessä maailmankaikkeudessa yksi niistä aivan nuorimmista?

Planeettoja syntyi jo aikana, jolloin maailmankaikkeus oli hyvin nuori. Oletus siitä, että elämää ja teknisiä sivilisaatioita olisi syntynyt vasta miljardeja vuosia myöhemmin Maapallolla vaikuttaa siinä valossa vain yhdeltä oletukselta omasta erikoisasemastamme. Mutta mikään ei ole tieteessä niin radikaalia kuin yhden anekdootin kutsuminen uniikiksi anomaliaksi. Aivan samoin kuin emme oleta Maapallon olevan uniikki, ei ole syytä olettaa Maan elämän tai sen synnyttäneen teknisen sivilisaationkaan olevan yhtään sen ainutlaatuisempia. Silloin Fermin paradoksi näyttäytyy aivan uudenlaisessa valossa. Ehkäpä vastaus kysymykseen ”missä kaikki ovat” on nähtävillä silmiemme edessä ja ’Oumuamua on siitä esimerkkinä.

Jos Maa ja ihmiskunta eivät ole missään erikoisasemassa, ei ’Oumuamuakaan ole. Jo sillä faktalla, että ylipäätään havaitsimme ’Oumuamuan kaltaisen kappaleen hyvinkin rajallisilla havaintoresursseillamme, on seurauksia. Jotta havainto olisi ollut mahdollinen, kappaleita olisi oltava yksi jokaisessa Maapallon radan sisään mahtuvassa tilassa avaruutta. Silloin niitä mahtuisi jo Aurinkokuntaan noin miljoona miljardia. Se selviää jo lähitulevaisuudessa, kun tähtienvälisillä radoilla liikkuvien kappaleiden määrää tulee kartoittamaan rakenteilla oleva suuri, taivaan laaja-alaiseen kuvaamiseen suunniteltu 8.4 metrinen Vera Rubin observatorio.

---

Voimme todeta sarkastisen humoristisesti, että on olemassa kahdenlaisia tähtitieteilijöitä. Niitä, jotka eivät usko Aurinkokunnassa näkyvän merkkejä vieraista teknisistä sivilisaatioista ja Avi Loeb. Mutta hänen tulkintansa ’Oumuamuan havaituille ominaisuuksille on perusteltu. Se on samalla hypoteesi, joka tulisi ottaa vakavasti tutkiessamme avaruutta yhä kehittyneemmillä teknisillä apuvälineillä. Ehkäpä spekulatiiviset arviot teknisten sivilisaatioiden määrästä galaksissamme ovatkin oikeita, eivätkä vain arvailua. Emme kuitenkaan tiedä. Ennen kuin vedämme johtopäätöksiä, on muistettava, että yhden Aurinkokunnassa vierailleen, tuntemattomaksi jääneen pikkukappaleen liikkeen anomaliat eivät vielä riitä osoitukseksi siitä, että sivilisaatiomme ei olekaan yksin. Lisäksi, muulla tiedeyhteisöllä ei ole ollut vaikeuksia osoittaa, että ’Oumuamuan ominaisuuksissa ja liikkeessä ei luultavasti ole mitään erityistä tai mitään, mikä vaatisi selityksekseen muuta kuin fysiikan armottomat lait ja hiukan aikaa. Luultavasti havainnot ovat täysin sopusoinnussa tuntemiemme luonnonlakien kanssa ja Loebin huikeat spekulaatiot ovat vailla pohjaa.

Perustellut spekulaatiot on kuitenkin syytä ottaa vakavasti — varsinkin silloin, kun kyseessä ovat suuret kysymykset siitä olemmeko yksin. Olisihan se kuitenkin varsin epätodennäköinen sattumus, jos olisimme.

Kaukainen tähti, miksi kirkastut?

25.1.2021 klo 11.11, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Ylikulkumenetelmä on toistaiseksi menestyksekkäin tapa havaita eksoplaneettoja kiertämässä Auringon lähinaapuruston tähtiä. Kyse on periaatteessa vain planeetan varjon havaitsemisesta — tarkoituksena on määrittää kuinka paljon kohteena oleva tähti himmenee planeetan kulkiessa säännöllisesti sen editse. Menetelmä on epäsuora ja siinä havaitaan vain planeetan aiheuttamaa muutosta tähdestä havaintolaitteeseen tulevaan valoon, ei itse planeettaa. Karkeasti ajateltuna, kyseessä on planeetan varjon suora havaitseminen, vaikka joskus voidaankin havaita myös tähden valoa, joka suodattuu planeetan kaasukehän läpi. Menetelmä on tehokkaimmillaan, kun kohteena olevat tähdet ovat kymmenien tai korkeintaan joidenkin satoje valovuosien päässä mutta joskus planeettoja voi havaita tarkkailemalla paljon kaukaisempia tähtiä ja planeettojen aiheuttamia muutoksia niiden säteilemään valoon. Silloin havaitulla planeetalla ja tarkkailtavalla tähdellä ei ole mitään tekemistä toistensa kanssa — ne saattavat jopa olla tuhansien valovuosien etäisyydellä toisistaan. Miten se on mahdollista?

Tarvitaan astronomisen epätodennäköinen sattumus. Kun kolme tähteä asettuu lähes täsmälleen samalle suoralle, valo ensimmäisestä saapuu kolmanteen kulkien aivan tähdistä toisen vierestä. Tilanne ei kuulosta kovin erikoiselta, koska galaksimme sadat miljardit tähdet kiertävät galaktisen keskuspullistuman ympäri likimain samassa tasossa ja niiden keskinäiseen asemaan liittyvät sattumukset ovat varsin tavallisia. Mutta kolmannen tähden on oltava juuri Aurinko ja ensimmäisen tähden on oltava riittävän kirkas, jotta Maan astronomit voivat havaita sen valoa keräävillä laitteillaan. Sellaiset sattumukset ovat harvinaisia mutta tähtitieteilijät osaavat kuitenkin havaita niitä tarkkailemalla samanaikaisesti satoja tuhansia, jopa miljoonia tähtiä. Tavallisesti teleskoopit suunnataan Linnunradan keskuksen suuntaan, koska siellä on näkyvissä eniten kaukaisia tähtiä. Sattumukset tarjoavat mahdollisuuden havaita planeettoja hyvin erikoisella tavalla.

---

Ensimmäinen kokeellinen varmennus Albert Einsteinin visioimalle suhteellisuusteorialle saatiin tarkkailemalla miten tähtien valo taipuu Auringon painovoimakentässä. Vuoden 1919 auringonpimennys tarjosi mahdollisuuden mitata Auringon vieressä näkyvien tähtien tarkkaa paikkaa taivaalla. Pimennyksen aikana, Arthur Eddington ja Frank Dyson onnistuivat havainnoissaan ja varmistivat valon todellakin taipuvan gravitaatiokentässä Einsteinin ennustamalla tavalla. Astronomit olivat matkanneet Afrikan rannikolle ja Brasiliaan havainnoimaan auringonpimennystä kahdella eri paikkakunnalla ja heidän kokeelliset tuloksensa valon taipumisesta tekivät suhteellisuusperiaatteesta hyväksytyn fysikaalisen teorian yhdessä hetkessä. Mutta valo ei vain taivu. Katsoessamme tähden painovoimakentässä kulkevaa valoa sopivalta etäisyydeltä, olemme tähden muodostaman gravitaatiolinssin polttopisteessä ja näemme linssin voimistavan kaukaisen tähden valoa hetkeksi. Tilannetta kutsutaan mikrolinssi-ilmiöksi.

Havaittavan kohteen ja havaitsijan välissä oleva massiivinen kappale voi siis voimistaa kohteen kirkkautta toimimalla gravitaatiolinssinä. Esimerkiksi OGLE-projektin havainnoissa raportoitiin vuonna 2017 erään tähden kirkastuneen noin 16 kertaiseksi normaalista kirkkaudestaan. Kirkastuminen johtui pienestä punaisesta kääpiötähdestä, joka sattui kulkeutumaan juuri oikeaan kohtaan toimiakseen linssinä ja voimistaakseen taustan kohteen valoa. Itse linssinä toimiva tähti ei tule himmeytensä vuoksi näkyviin, vain sen voimistamaa taustataivaan kohteen valoa voidaan havaita. Mutta havannoissa tapahtui muutakin. OGLE-teleskoopin havaittua orastavaa kirkastumista, joka lopulta kesti kymmenien päivien ajan, kohdetta ryhdyttiin tarkkailemaan muillakin teleskoopeilla. Tuloksena oli havaito pienestä mutta merkittävästä lisäkirkastumisesta, ohikiitävän hetken verran (Kuva 2.). Joitakin tunteja kestänyt ylimääräinen kirkastuminen johtui tähteä kiertävän eksoplaneetan OGLE-2017-BLG-0482L b vaikutuksesta. Valo siis taipui planeetan vetovoiman vaikutuksesta hiukan, tehden planeetasta gravitaatiolinssin muutaman tunnin ajaksi. Se kirkasti taustataivaan tähdestä saapuvaa valoa vain aavistuksen verran, mutta kuitenkin riittävästi, jotta havainto oli mahdollinen.

Kyseessä on häkellyttävä tapa löytää planeettoja. Kirkastumisen perusteella, linssinä toiminut järjestelmä OGLE-2017-BLG-0482L koostuu punaisesta kääpiöstä, joka on massaltaan noin 20% Auringosta, ja sitä kiertävästä supermaapallosta, joka puolestaan on massaltaan noin yhdeksän kertaa Maata suurempi. Havainnoista voi määrittää myös planeetan 1.8 AU:n etäisyyden tähdestään mutta siinä on likimain kaikki, mitä tiedämme tai voimme saada selville. On varmaa, että havaintoa ei voi koskaan enää toistaa ja emme kykene tekemään uusia havaintoja planeetan emäntätähdestä sen kaukaisuuden ja himmeyden vuoksi. Edes kohteen etäisyys ei ole tiedossa kuin vain hyvin likimääräisesti — se on meistä karkeasti 5.8 kiloparsekin tai 19000 valovuoden päässä. Arvion epävarmuus on suunnilleen 6000 valovuotta kumpaankin suuntaan. Voimme havaita uudelleen vain linssin hetkeksi kirkastamaa tähteä, joka ei enää koskaan kerro sen ja meidän välissä kerran käväisseestä salaperäisestä planeettakunnasta.

Gravitaatiolinssimenetelmällä eksoplaneettoja etsivien astronomien työ on ehkäpä turhauttavinta tutkimusta, jota astronomit voivat harjoittaa. He havaitsevat kaukaisia planeettoja vain yhden ainoan kerran, tietäen, etteivät kykene havaitsemaan samaa planeettakuntaa toista kertaa. Heidän työnsä perusteella kuitenkin tiedämme, että galaksissamme on enemmän planeettoja kuin tähtiä. Kaukainen, massaltaan yhdeksän kertaa Maan kokoinen kiertolainen OGLE-2017-BLG-0482L b on nyt havaittu ja luetteloitu, mutta sitä ei päästä tutkimaan uudestaan enää koskaan.

---

Astronomien nimeämiskäytännöt turhauttavat varmasti kaikkia alaa seuraavia, jotka eivät jaksa katsella monimutkaisia numerosarjoja ja luettelokoodeja kuten OGLE-2017-BLG-0482L. Koodit saa kuitenkin tuntumaan siedettäviltä, kun perehtyy niiden merkitykseen. Esimerkin koodinimessä ”OGLE” viittaa havainnon tehneeseen teleskooppiin (Optical Gravitational Lensing Experiment) Chilen Las Campanasin observatoriossa ja ”2017” viittaa vuoden 2017 havaintokauteen. ”BLG” puolestaan kertoo, että kyseessä on kohde galaksimme keskuspullistuman (BuLGe) suunnassa ja numero ”0482” tarkoittaa havainnon järjestysnumeroa havaintokauden aikana. Kirjain ”L” kertoo kyseessä olevan gravitaatiolinssi. Helpompaa nimeä ei valitettavasti ole luvassa, sillä kansainvälinen tähtitieteen unioni IAU nimeää vain varmistettuja eksoplaneettalöytöjä ja kaikki mahdollisuudet saada kohteesta OGLE-2017-BLG-0482L minkäänlaisia lisähavaintoja ovat nyt ikuisesti menneet.

---

Signaali Proxima Centaurin suunnasta — merkki teknisestä sivilisaatiosta?

5.1.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat

Väitetysti Proxima Centaurin suunnasta saapunut kapeakaistainen radiosignaali on kohahduttanut maailmaa ja toisten teknisten sivilisaatioiden olemassaololla spekuloineita tutkijoita. Signaalista ja sen havaintoprosessista on nyt tihkunut uutta tietoa ja lienee siksi paikallaan hiukan tarkastella sitä, mistä on kyse ja mitä se merkitsee. Tieteellistä julkaisua, joka kuvaisi havaitun signaalin ja selvittäisi sen ominaisuuksia ja lähdettä ei ole, joten joudumme tyytymään ongelmallisiin toisen käden tietoihin ja arvioihin. Tieto havaitusta signaalista vuodettiin Guardianille epäreilusti tavalla, joka asetti löydön tehneet tutkijat hankalaan paikkaan. He eivät voineet julkaista tietojaan omilla ehdoillaan, vaan joutuivat paikkaamaan vuodon aiheuttamaa kohua kertomalla julkisuuteen pääpiirteitä havaintoihin rekisteröityneestä radiosignaalista.

Nojaan tässä tekstissä Scientific American -tiedelehdessä julkaistuihin signaalin havainneiden tutkijoiden kommentteihin, tähtitieteilijä Jason Wrightin kirjoittamaan mainioon koosteeseen, sekä yleisessä tiedossa oleviin tosiasioihin tehtyjen havaintojen tarkoituksesta ja luonteesta. Haluan korostaa heti alkuun, että merkkejä vieraasta teknisestä sivilisaatiosta ei ole löydetty, vaan kaikki siihen suuntaan viittaavat tulkinnat ovat toistaiseksi puhdasta spekulointia ja utopiaa.

Korvia huumaava hiljaisuus

Vieraista sivilisaatioista ei ole toistaiseksi havaittu merkkiäkään, vaikka yrityksen puutteesta ihmiskuntaa tuskin voi syyttää. Kaksikymmentä vuotta sitten kotitietokoneessani pyörinyt SETI@home toimi näytönsäästäjänä ja käytti koneen prosessoria signaalien suodattamiseen esiin kohinaisista radioalueen havainnoista. Silloin vieraiden sivilisaatioiden lähettämien radiosignaalien etsintä astui monen omaan kotiin ja muuttui näkyväksi, todelliseksi toiminnaksi astronomien mystisen puuhastelun sijaan. Projekti on kuitenkin tullut tiensä päähän, koska se käytti datan keräämiseen pääasiassa Arecibon suurta radioteleskooppia, jonka instrumenttikelkka romahti joulukuussa 2020 lautasen päälle rakenteellisten vikojen vuoksi tuhoten koko rakennelman korjauskelvottomaan kuntoon.

Se, että vieraiden sivilisaatioiden radioviestejä ei ole havaittu voi johtua monesta syystä. Yksi ilmeinen syy suurelle radiohiljaisuudelle voisi olla se, että olemme yksin ja muita sivilisaatioita ei ole. Mutta jo oman galaksimme jopa miljardien maankaltaisten planeettojen olemassaolo vihjaa siihen suuntaan, että biosfäärejäkin on luultavasti kaikkialla. Ehkäpä jotkut niistä tuottavat monisoluisia, älykkäitä eläimiä, jotka oppivat käyttämään työkaluja ja tiedostavat oman olemassaolonsa, kuten on käynyt omalla planeetallamme. Kuitenkin, todennäköisesti teknisiä sivilisaatioita on niin harvassa, että noin 100 valovuoden etäisyydelle Maasta edenneeseen radiolähetysten kuplaamme ei ole kukaan ehtinyt vastaamaan. Sekin kuitenkin tarkoittaisi, että galaksissamme voisi silti olla tuhansia sivilisaatioita ja aika ei vain ole riittänyt tiedon saamiseen niiden olemassaolosta. On myös mahdollista, että radiolähetykset ovat niin alkeellinen viestintäkeino, että muut sivilisaatiot eivät sitä käytä. Tai sitten kehittyneemmät sivilisaatiot eivät vain halua lähettää signaaleja avaruuteen paljastamaan olemassaoloaan. Emme tiedä todellista syytä. Biodiversiteettikadon ja ilmastokatastrofin kourissa kärvistelevä oma sivilisaatiomme on ehkä muuttamassa planetaarisia elinolosuhteita kuolettavalla tavalla, mikä voisi selittää osaltaan sen, ettemme ole havainneet merkkejä muista sivilisaatioista. Ehkäpä muutkin sivilisaatiot oppivat heikentämään planeettansa elinkelpoisuutta ennen kuin ymmärtävät, että se ei ole kannattavaa. Se on ehkä masentavin mahdollinen ratkaisu Fermin kuuluisaan paradoksiin siitä, ”missä kaikki ovat?”

Tutkijat eivät kuitenkaan ole menettäneet toivoaan kansallisvaltioiden poliitikkojen kutistaessa tutkimusbudjetteja ja antaessaan instrumenttien rapistua tuhoisasti, kuten kävi juuri Arecibossa. Jotkut sinnikkäät radioalueen havaintojen asiantuntijat jatkavat radiosignaalien etsintää. Suurin signaalien kuunteluprojekti on nykyään Breakthrough Listen, joka on eksentrisen venäläismiljardöörin Yuri Milnerin ilmeisen harrastusmielessä rahoittama projekti etsiä teknisten sivilisaatioiden radiosignaaleja avaruudesta. Hiljattain projektin tutkijat löysivätkin jotakin, joka läpäisi heidän automaattiset data-analyysifiltterinsä ja jonka lähdettä ei onnistuttu paikantamaan muutoin kuin että se näytti saapuvan Proxima Centaurin suunnasta. Voisiko se olla vain sattumaa, että havaitsimme erikoisen signaalin juuri sen lähitähden suunnasta, josta vain muutama vuosi sitten löysimme lähimmän kandidaatin elinkelpoiseksi eksoplaneetaksi?

BLC1 — ensimmäinen kandidaatti

Tutkijoita hämmentänyt havainto tehtiin Parkesin observatorion 64-metrisellä radioteleskoopilla. Signaali havaittiin radioteleskoopin keilassa, eli pienessä alueessa taivasta siinä suunnassa, jonne teleskooppi oli suunnattuna. Ongelmana vain on se, että Parkesin käännettävän teleskoopin keila on noin 16 kaariminuuttia leveä — teleskooppi siis havaitsee kerrallaan noin neljännestäysikuun kokoista aluetta taivaalla ja signaali voi olla peräisin mistä tahansa kyseiseltä alueelta. Signaali havaittiin kolmen tunnin aikana viisi kertaa, kun teleskooppia käännettiin siihen suuntaan taivasta, missä Proxima Centauri sijaitsee. Aina välillä teleskooppi suunnattiin hiukan sivuun, jolloin signaali hävisi kokonaan. On siis lähestulkoon mahdotonta, että signaali olisi peräisin maanpäällisestä kohteesta — kuten vaikkapa mikroaaltouunista tai jostakin muusta observatorion virkistyshuoneen elektroniikasta. Sellainen signaali ei näyttäisi tulevan vain yhdestä verrattaen tarkasta suunnasta taivaalla.

Suunnan lisäksi kiinnostavaa on signaalin luonne. Kyseessä on kapeakaistainen signaali, joka esiintyy vain hyvin täsmällisellä taajuuskaistalla, noin 982.002 MHz taajuudella. Taajuus on niin tarkasti rajattu, että ei tunneta ainuttakaan mekanismia, jolla astrofysikaaliset ilmiöt voisivat tuottaa yhtä kapeakaistaisen signaalin. Luonnolliset signaalit ovat peräisin atomeista tai molekyyleistä, joiden joukoilla on aina jotkin lämpötilansa, ja jotka lämpöliikkeestä johtuen tuottavat aina kokonaisen jakauman erilaisia taajuuksia. Ehkäpä voisi olla mahdollista, että jokin toistaiseksi tuntematon, eksoottinen plasmafysiikan ilmiö voisi tuottaa havaitun signaalin mutta sellaisesta ei ole mitään viitteitä. Huomattavasti todennäköisempää on, että signaali on peräisin älykkään olennon rakentamasta teknisestä laitteesta.

Signaali ei ole ”moduloitu”. Se on termi, jota käytetään kertomaan, että signaalia kantavat radioaallot muuttuvat ja voivat siten sisältää informaatiota. Signaalin havainnoissa ei siis ole viitteitä, että radiolähetys kantaisi informaatiota, jonka voisimme dekoodata ja lukea viestinä. Se ei varsinaisesti auta selvittämään signaalin alkuperää. Mutta signaalin taajuus siirtyy hiljalleen matalammaksi. Se on toinen vihje, että kyse ei ole maanpäällisestä signaalista. On todennäköistä, että kyse on Doppler-siirtymästä, joka aiheutuu siitä, että signaalin lähettäjä ei liiku kuten Maan pinnan mukana pyörivät kappaleet, Parkesin teleskooppi mukaan lukien.

Viimeinen huomio on itse 982 MHz:n taajuus. Se osuu kohtaan sähkömagneettista spektriä, jossa on tavallisesti hyvin hiljaista. Luonnolliset prosessit eivät juuri tuota häiriöitä tai kohinaa signaalin taajuusalueella (karkeasti 1-10 GHz), jota kutsutaankin mikroaaltoikkunaksi, koska häiritsevän luonnollisen taustasäteilyn määrä on vähäistä. Onkin ehdotettu, että jos vieraat tekniset sivilisaatiot harjoittaisivat tähtienvälistä viestintää radiolähetyksillä, he käyttäisivät juuri mikroaaltoikkunaa, johon havaittu signaali osuu. Kyse on oikeastaan vain yksinkertaisesta taloudellisuudesta — mikroaaltoikkunan alueella viestin lähettämiseen tarvitaan vähiten lähetystehoa, jotta sen intensiteetti saadaan taustasäteilyä suuremmaksi.

Mitä luultavimmin kyseessä on ihmisen rakentaman laitteen tuottama signaali mutta silloin kyseessä on laite, joka on planeettamme ulkopuolella. Ehkäpä jokin avaruuteen ampumistamme satelliiteista oli Proxima Centaurin suunnassa taivasta juuri havaintojen aikana. Ongelmana vain on, että kukaan ei ole osannut osoittaa mikä satelliiteista olisi kyseessä.

---

Lähtökohtaisesti signaali on siis peräisin ihmisen rakentamasta laitteesta mutta entäpä, jos niin ei olekaan? Jos signaali on todellakin peräisin Proxima Centaurin suunnasta, mitä voimme päätellä siitä, että kyseessä on juuri Aurinkoa lähinnä oleva tähti, eikä jokin muista tuhansista lähitähdistä? Jason Wright tarjoaa huikean hypoteettisen selityksen. Maapallolla kännyköihimme saapuvat signaalit ovat peräisin lähimmästä mahdollisesta tukiasemasta. Aivan samoin, jos jokin galaksimme tekninen sivilisaatio haluaa ottaa meihin yhteyttä, se käyttää luultavasti tarkoitukseen meitä lähinnä sijaitsevaa galaktista lähetintä. Ja lähin mahdollinen lähetin voi olla vain lähimmän mahdollisen tähden kiertoradalla, Proxima Centaurin järjestelmässä. Ajatus on yhtä fantastisen huikea kuin se on epätodennäköinenkin.

Aivan yhtä uskomattomalta kuulostaa ajatus, että viesti olisi peräisin Proxima Centauria kiertävältä planeetalta, ehkäpä juuri planeetalta Proxima b. Asiasta ei ole minkäänlaisia viitteitä mutta voimme spekuloida. Ehkäpä vastoin kaikkia odotuksia, Proxima b on säilyttänyt kaasukehänsä alttiina tähtensä intensiiviselle säteilylle ja hiukkastuulelle. Ehkäpä planeetan pinalla esiintyy vettä, joka tarjoaa sille elämän edellytykset. Ehkäpä planeetalle syntyi elämää, jonka organismit lopulta ryhtyivät käyttämään työkaluja ja keksivät fysiikan lakien lisäksi radiolähettimen toimintaperiaatteen. Ehkäpä he jopa koettavat ottaa yhteyttä yhteen lähimmistä tähtijärjestelmistään. Ehkä. Jokainen tapahtumaketjun tapahtuma on vähintäänkin erittäin epätodennäköinen. Emme kuitenkaan voi varmasti sulkea sitäkään vaihtoehtoa pois.

Luultavasti Brekthrough Listen -projekti on löytänyt ensimmäisen signaalinsa, jonka syntyä ei voida selittää luonnollisten astrofysikaalisten prosessien avulla. Signaali on todennäköisesti peräisin Maapallon ulkopuolelta, Proxima Centaurin suunnasta taivaalla. Se on siis havainto teknisen sivilisaation radioaaltoja lähettävästä laitteesta Maapallon ulkopuolelta. Se taas tuskin on kovinkaan kiinnostavaa, sillä mitä todennäköisimmin se tekninen sivilisaatio olemme me itse.

Signaalia ei ole havaittu uudelleen. Jos uutta havaintoa ei saada jatkossakaan, on mahdollista, että emme saa koskaan selville signaalin alkuperää. Mutta jatkamme siitäkin huolimatta varmasti lähitähtien monitorointia ja signaalien etsintää keskeltä galaktista radiohiljaisuutta. Ehkäpä jonakin päivänä havaitsemme jotakin, joka paljastaa, että emme ole yksin. Tämä ei kuitenkaan vielä ole se päivä.

Hymyile ja vilkuta — vieraat astronomit saattavat tarkkailla meitä

21.12.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Eksoplaneettojen havainnoinnista on tullut parissa vuosikymmenessä rutiinia. Olemme löytäneet jo tuhansia planeettoja kiertämässä radoillaan Auringon galaktisen naapuruston tähtiä ja vaikka niistä jokainen onkin omalla tavallaan erityinen, oman aurinkokuntansa kiertolainen, olemme saaneet selville myös yleisiä lainalaisuuksia planeettojen ja niiden järjestelmien luonteesta ja ominaisuuksista.

Maapallon kokoista ja massaista planeettaa ei ole vielä havaittu kiertämässä maankaltaisella radalla toista auringonkaltaista tähteä mutta sellaisen löytyminen on luultavasti vain ajan kysymys. Meillä on teknologia maankokoisten planeettojen havaitsemiseen tarkkailemalla niiden kulkua tähtiensä editse mutta esteenä on vielä toistaiseksi niiden verrattaen pitkät kiertoradat aurinkojensa ympäri. Maankaltaisen planeetan havaitsemiseksi on tarkkailtava tähtiä usean ratakierroksen ajan ja havaittava useita ylikulkuja — se tarkoittaa vuosien keskeytyksetöntä havaintoprojektia. Kepler-avaruusteleskoopin havaintokampanjan kestoksi suunniteltiin juuri tästä syystä kolme vuotta mutta sekään ei riittänyt kaikilta ominaisuuksiltaan maankaltaisten planeettojen löytämiseen.

---

Ylikulkumenetelmä on ollut toistaiseksi kaikkein tehokkain tapa eksoplaneettojen havaitsemisessa. Vaikka ajatuksena on havaita vain planeetan varjo — havaitun valon hiuksenhieno himmeneminen planeetan kulkiessa tähden editse ja peittäessä pienen osan sen kirkasta pintaa — menetelmällä saadaan runsaasti tietoa planeettojen ominaisuuksista. Tärkeimpänä tietona saadaan planeetan koko mutta usean ylikulun perusteella voidaan määrittää planeetan kiertoradan ominaisuuksia ja arvioida planeetan fysikaalisia olosuhteita kuten lämpötilaa. Tässä blogissa olemme kohdanneet jo aiemmin esimerkiksi eksoplaneetan nimeltään HD 95338 b.

Oleellista on, että planeetta kulkee Maasta katsottuna tähden pinnan editse. Sen kiertoradan on siis oltava juuri oikeassa asennossa avaruudessa. Jos planeetta kiertää tähtensä verrattaen nopeasti muutamassa tai korkeintaan muutamassa kymmenessä päivässä, on noin prosentin todennäköisyys, että planeetan ylikulku on havaittavissa. Siten vain suunnilleen joka sadannen tähden kiertolaiset voidaan havaita Maasta käsin. Maankaltaisen kaukana tähtensä pinnasta kiertävän planeetan ylikulun havaitseminen on vielä sitäkin epätodennäköisempää — Maan ylikulun havaitsemistodennäköisyys on vain 0.04 promillea satunnaisesta suunnasta katsotuna. Mutta asetelman voi myös kääntää päälaelleen: voimme kysyä onko lähiavaruudessa olemassa tähtijärjestelmiä, joiden paikalliset tähtitieteilijät voisivat havaita Maan ylikulkumenetelmää hyödyntäen? Selvityksen mukaan, niitä on pienestä todennäköisyydestä huolimatta runsaasti.

Sadan parsekin, eli noin 330 valovuoden etäisyydellä Auringosta on lukuisia tähtiä, joita kiertävien planeettojen astronomit voisivat havaita Maan ylikulun Auringon editse. Lisa Kalteneggerin laskelmien mukaan, sellaisia tähtiä on lähettyvillämme kaikkiaan 1004 perustuen lähitähtien tarkkoihin Gaia-avaruusteleskoopilla mitattuihin paikkoihin. Näistä valtaosa, noin 770 on punaisia M-spektriluokan kääpiötähtiä, koska ne ovat maailmankaikkeudessa ja galaksissamme kaikkein yleisimpiä tähtiä. Punaisten kääpiötähtien planeettojen elämän edellytykset saattavat olla hiukan heikompia kuin auringonkaltaisten tähtien, joten niille on luultavasti syntynyt vähemmän tähtitieteellisiin havaintoihin kykeneviä astronomeja mutta Kalteneggerin luettelon tähtien joukkoon mahtuu myös noin 60 auringonkaltaista, keltaista G-spektriluokan tähteä.

Tämä tulos, luettelo tähdistä, joiden planeetoilta Maan voisi havaita, tarjoaa mielenkiintoisen mahdollisuuden jatkotutkimukselle. Voimme koettaa etsiä luettelon tähtiä kiertäviä planeettoja ja koettaa selvittää onko niiden kiertoradoilla maankaltaisia, potentiaalisesti elinkelpoisia kiviplaneettoja. Jos joukossa on maankaltaisia kiviplaneettoja, jotka kulkevat tähtiensä editse, saamme ensimmäistä kertaa havaintoja planeetoista, joiden astronomit voisivat havaita meitä tasa-arvoisesti, samoilla menetelmillä kuin me heitä. Voisimme tulevaisuuden instrumenteilla koettaa havaita näiden planeettojen kaasukehistä elämän merkkejä ja niiden astronomit puolestaan voisivat havaita Maan kemiallisen epätasapainotilan, joka aiheutuu siitä, että planeetallamme on mäntyjen, sillivalaiden, herkkutattien ja ihmisten täyttämä biosfääri.

Kehittyneemmät sivilisaatiot tuskin tarvitsevat ylikulkumenetelmäksi kutsuttua alkeellista, epäsuoraa menetelmää lähitähtien planeettojen tarkkailuun, vaan he voivat havaita planeettoja jättiläismäisillä, supertarkoilla laitteillaan aivan suoraan, kartoittaen niiden pintoja ja tutkien niiden sääolosuhteita. Ehkäpä jokin teknisesti kehittynyt sivilisaatio tarkkailee planeettaamme jo samalla resoluutiolla kuin Marsia kiertänyt MGS-satelliitti (Mars Global Surveyor) vuonna 2003 (Kuva 3.) saaden tietoa planeettaamme peittävästä biosfääristä. Mutta ihmiskunnan alkeellisen teknologian asteelle päässeen sivilisaation tähtitieteilijät olisivat rajoittuneita alkeellisiin, epäsuoriin havaintomenetelmiin aivan kuten mekin. Siksi on kiinnostavaa tietää minkä tähtijärjestelmien asukkaat voisivat nähdä olemassaolomme.

Lopultakin, vain etäisyys meistä rajoittaa muiden sivilisaatioiden kykyä tehdä havaintoja Maasta ja planeettamme elämästä. Maapallolta havaitsijoiden teleskooppeihin kulkeva säteily heikkenee suhteessa etäisyyden neliöön, joten meidät havaitaan sitä helpommin mitä lähempänä havaitsijat ovat. Lähin mahdollinen paikka on tietenkin lähin eksoplaneetta, Proxima b, aivan viereisessä galaktisessa postinumerossa. Se tosin kiertää punaista kääpiötähteä, joiden järjestelmissä elämän edellytykset ovat luultavasti ainakin hiukan heikentyneitä. Voimme kuitenkin harjoittaa vain spekulointia ennen kuin saamme tarkasteltavaksemme muitakin esimerkkejä elävistä planeetoista. Siihen asti, kannattaa hymyillä — vieraat astronomit saattavat jo tarkkailla planeettaamme.

---

Taivaan kaksi aurinkoa

8.12.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Synty ja kehitys

Auringot leikkivät taivaalla omaa tasaista piirileikkiään. Niitä on kaksi ja ne valaisevat planeetan pintaa, kumpikin omalla ominaisella säteilyllään. Päivällä tähdet pyörähtelevät toistensa ympäri aikansa, tanssien halki taivaankannen, ja painuvat sitten mailleen yhdessä, toisiaan seuraten. Niitä yhdistää näkymätön kahle, gravitaatiovoima, joka pitää tähdet ikuisesti yhdessä. Gravitaatio varmistaa myös sen, että planeetat pysyvät radoillaan parin ympärillä. Niiden pinnoilla auringonlaskut ovat eri värisiä — vuoroin oranssin kääpiötähden, vuoroin sen punaisemman kumppanin valaisemia. Mutta päivät ovat polttavan kuumia, kun aurinkoja loistaa taivaalla hiukan eri suunnissa kaksi ja varjoa ei löydy juuri mistään.

Kahden auringon taivas kuulostaa eksoottiselta, oudolta paikalta, koska Aurinkokunnan monosolaariseen rakenteeseen tottuneille havaitsijoille kaikki tutusta ja turvallisesta poikkeava on väistämättä huomiotaherättävän erikoista ja saa aikaan ihmettelyä. Asetelmaa onkin käytetty luomaan pelottavaa, uhkaavaa vieraan ympäristön tunnelmaa tieteiskirjallisuudessa ja ehkäpä tunnetuimmin Star Wars -elokuvien fiktiivisen universumin Tatooine-planeetalla. Usean auringon järjestelmät eivät kuitenkaan ole harvinainen poikkeus, vaan suhteellisen yleinen tapa järjestää aurinkokuntien organisaatio galaksissamme.

Kaksi tähteä voi kiertää toisiaan stabiileilla, muuttumattomilla radoilla koko elinikänsä, kunnes ne ovat käyttäneet ytimensä ydinpolttoaineen loppuun ja kuolevat. Tavallisilla keltaisilla auringonkaltaisilla tähdillä siihen kuluu kymmenisen miljardia vuotta mutta esimerkiksi punaiset kääpiötähdet palavat säästöliekillä ja loistavat lähes muuttumattomina jopa satoja miljardeja vuosia. Avainasemassa on kuitenkin se, että tähtiä on vain kaksi. Kolmen tai useamman tähden järjestelmät ovat epästabiileja, kaoottisia kokonaisuuksia, joiden stabiileja erikoistapauksia on vain kourallinen. Tyypillinen lopputulos on yhden tai useamman tähden singahtaminen ulos järjestelmästä tähtien keskinäisten gravitaatiovoimien vaikutuksesta, jolloin jäljelle jäävät yksittäiset tähdet tai tähtiparit voivat aloittaa rauhallisen elämänsä kiertoradalla galaksin keskustan ympäri yksin tai parin kanssa. Tilanne tunnetaan tähtitieteilijöiden parissa hyvin ja sitä kuvastaa se, että kahden tähden radat voidaan määrittää matemaattisen tarkasti Johannes Keplerin jo 1600-luvulla muotoilemien liikelakien avulla mutta vaikkapa kolmen tähden muodostamalle järjestelmälle ei ole olemassa edes kaikenkattavaa matemaattista ratkaisua, joka kuvaisi radat pitkälle tulevaisuuteen. Kaikki riippuu järjestelmän tarkasta rakenteesta.

Leluesimerkki kolmen kappaleen kaoottisesta järjestelmästä osoittaa, että satunnaiset kolmen tähden järjestelmät ovat yleensä epästabiileja, kaoottisia tähtijärjestelmiä. Kolme tähteä voi olla vakailla, muuttumattomilla radoilla kiertämässä toisiaan vain siinä erikoistapauksessa, että kaksi tähdistä muodostaa tiiviin parin, jota kolmas tähti kiertää huomattavasti kauempana. Sellainen järjestelmä on esimerkiksi Aurinkoa lähin tähtijärjestelmä alpha Kentauri, jossa kahden auringonkaltaisen tähden paria kiertää piskuinen punainen kääpiötähti Proxima Kentauri. Alpha Kentaurin auringonkaltaiset tähdet kiertävät toisensa 80 vuodessa mutta Proximan kierros niiden ympäri kestää peräti puoli miljoonaa vuotta.

Samalla tavalla neljä tähteä voi muodostaa järjestelmän, jossa kaksi tähtiparia kiertää toisiaan ja tähtiä on havaittu jopa viiden tai useamman tähden stabiileina, hierarkisina järjestelminä. On kuitenkin huomionarvoista, että kahden tähden kiertäessä toisiaan lähekkäin, kolmas tähti voi olla vain selvästi kauempana, pitkällä kiertoradalla tiiviin parin ympäri, jotta järjestelmä ei hajoaisi kaoottisuuteensa. Se mahdollistaa myös planeettakunnat tähtiparien ympärillä — järjestelmissä ei voi olla kolmatta tähteä, joka tulisi niin lähelle, että se suistaisi planeetat radoiltaan, koska muutoin koko järjestelmä olisi epästabiili.

Esimerkin tarjoaa Kepler-avaruusteleskoopin havaintokentästä löydetty Kepler-16. Järjestelmässä on saturnuksenkokoinen kaasuplaneetta, joka kiertää kahden Aurinkoa pienemmän tähden ympäri ympyräradalla aina 228 päivässä. Tähdet muodotavat tiiviimmän parin, ja kiertävät toisensa kerran 41 päivässä näkyen planeetan Kepler-16 b taivaalla parhaimmillaan noin 17 asteen kulmaetäisyydellä toisistaan. Vaikka Kepler-16 b on hiukan Saturnusta pienempi jättiläisplaneetta, sen olemassaolo osoittaa kiistatta, että tähtiparia kiertäviä planeettoja voi olla olemassa. Kepler-avaruusteleskoopin havaintokentässä Kepler-16 b kulki molempien tähtiensä editse ja sen matka kummankin tähden editse onnistuttiin myös havaitsemaan tähtien pienenä himmenemisenä. Aivan samoin havaittiin miten tähdet peittävät vuorotellen toisiaan, mikä näkyi suurempina säännöllisinä himmenemisinä aina 41 päivän välein. Pahaksi onneksi järjestelmän kappaleiden radat muuttuvat vuosien saatossa hiukan ja ratalaskelmien mukaan planeetan ylikulut eivät ole havaittavissa uudelleen ennen vuotta 2042.

Pienemmät, maapallonkokoiset planeetat voisivat aivan hyvin kiertää tähtiparia jopa elinkelpoisella vyöhykkeellä. Vaikka sellaisia planeettoja ei olekaan vielä havaittu, ei ole ainuttakaan syytä olettaa, ettei niitä ole olemassa.

---

Planeettojen synty useamman kuin kahden tähden järjestelmissä on myrskyisää. Kolmen tähden järjestelmissä kertymäkiekko, jonka materiasta planeetat syntyvät, häiriintyy tähtien vetovoimien vaikutuksesta, eikä pysy enää yhdessä tasossa. Silloin planeettojen muodostuminenkin estyy etäisyyksillä tähdistä, joilla häiriöt ovat suurimpia. Kolmoistähtien hajottua, planeetat pääsevät siten muodostumaan rauhassa mutta niiden kiertoradat noudattavat vääntyneen kertymäkiekon tasoa. Planeetat voivat kiertää kaksoistähden ympäri lähes missä suunnassa tahansa — syynä ovat järjestelmän nuoruusaikojen kaoottiset häiriöt.

Se, minkälaiselle radalle planeetat lopulta päätyvät kaksoistähteä kiertäessään, riippuu paljolti sattumasta ja siitä, oliko järjestelmässä sen nuoruudessa useampiakin tähtikumppaneita. Absoluuttisen rajoittavana tekijänä on kuitenkin kaksoistähden komponenttien kiertorata toistensa ympäri — tähtien vetovoimien häiriöt suistavat planeetan radaltaan liian lähellä tähtiparia. Kauempana se voi kiertää kaksoistähden rauhassa. Jos parin kiertoaika toistensa ympäri on päiviä tai joitakin kymmeniä päiviä, planeettojen olemassaolo sen ympärillä on mahdollista elämän vyöhykkeellä. Se kuitenkin edellyttää, että ainakin toinen tähdistä on auringonkaltainen tähti. Punaisista kääpiöistä koostuvan parin ympärillä elämän vyöhyke on niin lähellä tähtiä, että sen alueella ei ole stabiileja ratoja.

ALMA-teleskoopilla tehtiin hiljattain havainto nuorta kolmoistähteä GW Orionis ympäröivistä pölyrenkaista. Ne ovat eri tasoissa johtuen kolmoistähden aiheuttamista häiriöistä (Kuva 4.). Planeetat voivat kuitenkin muodostua järjestelmässä ja niitä luultavasti löytyykin pölyrenkaiden väleistä paimentamassa ainesta ja siivoamassa ratansa puhtaaksi kaasusta ja pölystä. Se tarkoittaisi samalla, että planeettoja voi kiertää myös kolmoistähteä mutta vain kaukana, alueella, jossa tähtien vetovoimat eivät häiritse kiertoratoja.

Planeetat siis todistetusti syntyvät kaikenlaisiin tähtijärjestelmiin — riippumatta siitä kuinka monta tähteä järjestemässä oikeastaan on. Vaikka usean tähden järjestelmissä kaikki radat eivät ole stabiileja, planeetoilla on paljon tilaa muodostua ja kehittyä siellä, missä tähtien lähiohitukset eivät suista niitä radoiltaan. On olemassa runsaasti planeettakuntia, joissa taivaalla loistaa yhden tähden sijaan kaksi tai useita erilaisia aurinkoja. Joissakin järjestelmissä maankaltaiset planeetat voivat kiertää kahden tähden muodostamaa paria. Jotkut niistä voivat olla jopa otollisia elämän synnylle, evoluutiolle ja kukoistavalle biodiversiteetille. Siksi kaksoistähtien planeettoja kannattaa koettaa havaita tulevaisuudessakin. Yksittäiset auringot eivät ole ainoita mahdollisia paikkoja, joista maankaltaisia eläviä planeettoja voi löytää.

---

Kuinka monta maapalloa mahtuu yhteen galaksiin?

11.11.2020 klo 14.23, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Muutaman kuukauden välein mediassa julkaistaan suurten sanojen saattelemina juttuja siitä kuinka monta elinkelpoista planeettaa galaksissamme on. Tavallisesti asia esitetään kertomalla jokin valtaisa numero, kuten 300 miljoonaa, ja sitten taivastellaan, että kylläpä kyseessä on suuri luku ja onpa elinkelpoisia planeettoja paljon jo omassa galaksissamme. Maankaltaisiin planeettoihin aina liittyvä yli-innokas hypetys, joka aika-ajoin lähtee pahasti käsistä, kuorrutetaan asettamalla tilastollinen kirsikka epävarman kakun päälle — sanotaan, että lähin maankaltainen planeetta on vaikkapa 20 valovuoden päässä meistä, mikä tietenkin tarkoittaa, ettemme voi siellä koskaan vierailla.

Kuitenkin, pelkän numeron kirjoittaminen mediaan ja kehystäminen merkittäväksi tulokseksi antaa tavallisesti kovin harhaanjohtavan kuvan siitä, mitä alan asiantuntijat, tähtitieteen tutkijat, ovat oikeastaan asiasta kirjoittaneet. Tilanne ei ole koskaan niin yksinkertainen, kuten Helsingin Sanomien esimerkiksi tarjoama heikosti taustoitettu, ulkomaisesta mediasta kopioimalla ja kääntämällä tuotettu artikkeli antaa viimein ymmärtää aivan lopussa tutkija David Charbonneaun sanoin: ”Kepler [avaruusteleskooppi] ei ole havainnut vielä yhtäkään planeettaa, joka olisi Maan kanssa täysin samankokoinen ja kiertäisi auringonkaltaista tähteä täsmälleen samassa ajassa kuin Maa.” Mutta kuinka voimme sanoa mitään maankaltaisista, elävistä planeetoista, jos emme tunne Maan lisäksi ainuttakaan sellaista muiden tähtien kiertoradoilta?

Olen aiemmin kirjoittanut asiasta runsaasti. Yhden arvion mukaan Linnunradassa on jopa kuusi miljardia tietyin kriteerein maankaltaista planeettaa. Voi olla olemassa jopa planeettoja, jotka ovat Maata parempia ylläpitämään monimuotoista biosfääriä. On olemassa luultavasti monia erilaisia elämää ylläpitämään kykenevien planeettojen tyyppejä ja jopa lähin eksoplaneetta, Proxima b, saattaa olla elinkelpoinen. On siksi syytä tarkastella yksityiskohtaisemmin sitä, mistä on kyse, kun sanotaan galaksissamme olevan 300 miljoonaa elinkelpoista planeettaa.

Ensimmäinen askel sen selvittämiseksi kuinka monta maankaltaista planeettaa galaksistamme löytyy, on määritellä mitä tarkoitetaan maankaltaisella. Planeetta voi muistuttaa Maata kooltaan, massaltaan, tiheydeltään, lämpötilaltaan ja monilta muilta ominaisuuksiltaan, mutta mikä oikeastaan tekee planeetasta maankaltaisen ja voimmeko edes havaita planeettoja, jotka ovat valittujen ominaisuuksien osalta maankaltaisia? Steve Brysonin johtaman suuren, pääosin yhdysvaltalaisen tutkimusryhmän tuore selvitys lähtee luonnollisesti liikkeelle juuri maankaltaisuuden määrittelystä.

Bryson ja kumppanit rajasivat tutkimuksensa auringonkaltaisia tähtiä kiertäviin planeettoihin. Planeetta ei voi olla maankaltainen, jos se kiertää radallaan täysin erilaista tähteä. Tähden tyyppi vaikuttaa niin planeetan kokemiin säteilyolosuhteisiin, lämpötilaan kuin pyörimisen lukkiutumiseen synkroniin kiertoajan kanssa. Olosuhteiden seurauksena, esimerkiksi punaisia kääpiötähtiä kiertävät mutta lämpötilaltaan maankaltaiset planeetat kylpevät Maasta poiketen voimakkaassa suurienergisessä säteilyssä kiertäessään tähteään sen lähellä, intensiivisille tähden purkauksille alttiina. Lisäksi ne näyttävät aina saman puoliskon tähdelleen, mikä tekee punaisten kääpiöiden planeetoista hyvin erilaisia elinympäristöjä, jos ne edes voivat ylläpitää elämää. Aurinkoa kirkkaampien tähtien ongelma taas on niiden lyhyt elinikä, jonka puitteissa biosfäärit eivät luultavasti ehdi kehittymään ja kukoistamaan, vaikka elämän synty olisikin mahdollista.

Tavanomainen tapa rajata tutkimus auringonkaltaisiin tähtiin, on tarkastella tähtien lämpötiloja, jotka voidaan määrittää kohtuullisen tarkasti tähtien kirkkauksia havainnoimalla. Bryson ryhmineen määritteli auringonkaltaisiksi tähdet, joiden lämpötilat ovat välillä 4800-6300 kelvinastetta — vertailun vuoksi, Aurinko on lämpötilaltaan noin 5770 K. Valitulla lämpötilavälillä olevien tähtien joukkoon mahtuvat siten kaikki keltaiset spektriluokan G kääpiötähdet, jollaiseksi Aurinkokin luokitellaan. Joukkoon mahtuvat myös noin puolet oransseista spektriluokan K tähdistä, sekä kourallinen valkoisena hehkuvia, kuumempia F spektriluokan tähtiä. On huomionarvoista, että lämpötilaväli on täysin subjektiivisesti valittu — tutkijat perustelevat välin valinnan sillä, että Kepler-avaruusteleskoopin havainnot eivät ole kattavia 6300 K kuumemmille tähdille ja 4800 K viileämpiä tähtiä kiertävien elinkelpoisten planeettojen pyöriminen on todennäköisesti synkronissa niiden kiertoajan kanssa. Kyseessä eivät kuitenkaan ole rajoitukset elämän esiintymiselle mutta toisaalta taas joukkoon mahtuu runsaasti tähtiä, jotka poikkeavat Auringosta huomattavasti, eikä niiden planeettoja siten voi kutsua siltä osin maankaltaisiksi. Tällainen määritelmällinen subjektiivisuus on kuitenkin väistämätöntä, koska tarkasteltavien tähtien joukko on rajattava jollakin tavalla.

Toinen subjektiivinen raja on vedettävä siihen, minkä kokoisia planeettoja pidetään maankaltaisina. Jos planeetan halkaisija on sama kuin Maalla, se voi silti olla koostumukseltaan ja ominaisuuksiltaan täysin maasta poikkeava mutta koko on likimain ainoa suora tieto, jota Kepler-avaruusteleskoopin havaitsemista planeetoista saadaan selville. Siksi tutkijat tekivät jälleen subjektiivisen valinnan — he määrittelivät planeetan kooltaan maankaltaiseksi, jos sen halkaisija on vähintään puolet Maan halkaisijasta tai korkeintaan sitä 50% suurempi. Jos planeetan koostumus ja tiheys vastaavat Maata, kooltaan puolet pienempi planeetta on massaltaan kuin Mars, pieni kiviplaneetta, joka ei kykene pitämään kiinni paksusta kaasukehästä pitkiä aikoja. Sellainen planeetta on luultavasti kuiva autiomaa, josta kaikki vesi on haihtunut, ellei tähden säteily ole niin heikkoa, että osa vedestä pysyy planeetan pinnalla jäänä. Vastaavasti, 50% Maata suurempi planeetta on supermaapallo, joka voi pitää kiinni paksusta kaasukehästä ja jonka kuumaa painekattilaa muistuttavat pintaolosuhteet voivat silloin tehdä planeetasta vihamielisen kaikelle tunnetulle elämälle. Siihen, minkä kokoinen planeetta voi olla maankaltainen liittyy huomattavia epäselvyyksiä.

Ongelmia tulee vastaan myös koetettaessa arvioida millä etäisyydellä tähdestään planeetan tulisi olla, jotta se voisi olla maankaltainen. Koska tähden säteily heikkenee suhteessa etäisyyden neliöön, kaukaisempien planeettojen pinnalla on viileämpää. Vain tietyt etäisyydet kosmisista fuusioreaktion voimalla toimivista lämpöpattereista mahdollistavat nestemäisen veden ja siten elämän esiintymisen. Nämä rajat osataan arvioida varsin tarkkaan, ja rajoiksi asetetaan tyypillisesti etäisyys tähdestä, jonka sisäpuolella kasvihuoneilmiö tekee planeettojen pinnoista kuumia pätsejä kuten Venuksen pinnalla ja ulkoraja, jolla säteily riittää juuri ja juuri estämään edes joitakin planeetan osia jäätymästä. Kaikki riippuu kuitenkin planeetan ja sen kaasukehän koostumuksesta sekä kaasukehän paksuudesta, joista ei saada toistaiseksi mitään tietoa valtaosalle planeetoista edes parhailla käsillä olevilla instrumenteilla.

Edelläolevan pintaraapaisun lisäksi tilanteessa on niin paljon tuntemattomia muuttujia, subjektiivisia oletuksia ja vain karkeasti mallinnettuja arvioita, että jokainen saatu lukema maankaltaisten planeettojen yleisyydestä on vain valistunut arvaus, jonka paikkansapitävyydestä voimme käydä loputtomia akateemisia keskusteluita. Ne ovat kuitenkin parhaita olemassaolevia arvioita ja antavat meille edes jonkinlaisen tavan arvioida paikkaamme maailmankaikkeudessa.

---

Brysonin tutkimusryhmän saamat tulokset ovat mielenkiintoisia. Heidän konservatiivisten arviodensa mukaan, maankaltaisia planeettoja esiintyy galaksissamme yhtä auringonkaltaisia tähteä kohti keskimäärin 0.37 tai 0.60 riippuen valituista oletuksista. Yksi maankaltainen planeetta kahta auringonkaltaista tähteä kohti on siis perusteltu väite perustuen laajaan Kepler-avaruusteleskoopin havaintojen uudelleenanalyysiin. Tulos ei ole kuitenkaan vailla ongelmia. Numerot saavat merkityksensä ja kontekstinsa vasta, kun huomioimme niiden epävarmuuden. Sitä epävarmuutta taas kuvaa parhaiten arvioiden todennäköisyysjakauma (Kuva 2.).

Vaikka on perusteltua sanoa, että tulosten mukaan jokaista auringonkaltaista tähteä kiertää keskimäärin noin puoli maankaltaista planettaa, Kuvan 2. tulkinta on tulokselle ilmeisen brutaali. Arvion epävarmuudet ovat niin suuria, että mikä tahansa lukumäärä likimain nollasta aina 3-4 planeettaan tähteä kohti on mahdollinen, vaikkei aivan yhtä todennäköinen. Siksi tutkimus ei tarjoa kovinkaan paljon tietoa todellisesta maankaltaisten planeettojen lukumäärästä — niitä voi olla galaksissamme jotakin muutaman miljoonan ja muutaman miljardin välillä. Oikeastaan, likimain saman luottamusvälin saamme jo siitä, että tiedämme planeettoja olevan nollaa suuremman määrän mutta yksittäisen tähden kiertoradalle ei saada niiden keskinäisten vetovoimien aiheuttamien häiriöiden vuoksi pakattua enempää kuin 3-5 planeettaa, joiden olosuhteet voisivat olla maankaltaisia. Syynä tähän valtavaan epävarmuuteen on tietenkin kriteerit täyttävien planeettojen erittäin pieni määrä niiden ollessa aivan havaintotarkkuuden rajoilla, juuri ja juuri havaittavissa ja vain kouralliselle Kepler-avaruusteleskoopin tarkkailemista kymmenistätuhansista tähdistä.

Maankaltaisten planeettojen lukumäärää on ilmeisen vaikeaa arvioida. On kuitenkin hyödyllistä koettaa, jotta osaisimme arvioida mahdollisuuksia havaita niitä tarkemmin tulevaisuuden tehokkaammilla instrumenteilla. Saatuja tuloksia ei ole kuitenkaan syytä paisutella merkitykseltään, eikä lukuarvoihin tule luottaa sokeasti. Valitettava tilanne on edelleenkin se, että tunnemme vain yhden maankaltaisen planeetan, kourallisen joiltakin ominaisuuksiltaan maankaltaisia kiviplaneettoja, ja lukemattomia maailmoja, jotka eivät muistuta Maata juuri miltään ominaisuuksiltaan. Maapallojen yleisyydestä galaksissamme voi näiden tietojen pohjalta siksi esittää korkeintaan vain äärimmäisen karkeita arvioita.

---

Punaisen horisontin loisteessa

5.11.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

Miljoonien vuosien ajan, meren kuluttava voima on murentanut punertavassa, ihmissilmälle aamuhämärältä näyttävässä valossa paistattelevia rantakallioita. Miljardit aallot ovat murtuneet sen edustan matalikkoon ja kastelleet kalliot suolaisella vedellä. Ranta on syrjäinen, karun mantereen reunalla, paikassa, jossa tuuli puhaltaa ikuisesti mereltä tuoden mukanaan lämmintä, kosteaa ilmaa. Se kulkeutuu mantereen päälle, nousee korkeammalle ja jäähtyy. Kosteus putoaa taivaalta pisaroina, kaiken kastelevana sateena.

Jatkuva tuuli tuo mukanaan ikuisen sateen, kuin pysyvän monsuunin, joka kuluttaa mannerta antaen alkunsa monimuotoiselle jokien, purojen ja järvien verkostolle. Kuten rantakalliokin, joet ja järvet ovat ikuisen muutoksen kourissa. Eroosio kuluttaa rantatörmiä ja peruskalliota ja jokien uomat siirtyvät hiljalleen uusiin paikkoihin. Ilmasto on viileä mutta kostea. Olosuhteet ovat kuin Etelä-Amerikan Tulimaassa tai Pohjois-Euroopan Norjassa. Ilma ei ole varsinaisesti kylmä mutta kosteus ja tuuli saavat ihon kananlihalle ja pakottavat hakeutumaan suojaan. Tunnelmassa on kuitenkin jotakin erilaista, jotakin silmiinpistävän omituista. Punertava, vain vaivoin kelmeällä säteilyllään valaiseva aurinko horisontissa ei laske koskaan. Se pysyttelee liki paikallaan planeetan näyttäessä jatkuvasti saman puolensa tähdelleen.

Punertava valo on ainoaa, mitä niukan lämpösäteilyn lisäksi on tarjolla. Kellertävää valoa saapuu planeetan pinnalle vain vähän, sinistä valoa ei näy missään. Taivas on punainen ja synkkä. Kalliot näkyvät meressä vain tummanpunaisen eri sävyissä. Myös karun maailman kasvillisuus on sopeutunut punaiseen säteilyyn. Sen biokemiallinen koneisto on erikoistunut tuottamaan energiaa punaisesta valosta, jonka kasvien klorofyllimolekyylit imevät lähes täysin. Kasvit eivät heijasta valoa juuri lainkaan, vaan näyttävät väriltään lähes mustilta.

Olemme vieraassa maailmassa, elinkelpoisen planeetan pinnalla mutta täysin Maapallolta poikkeavassa ympäristössä. Punaisten kääpiöiden elävillä planeetoilla ruoho ei ole vihreämpää kuin aidan tällä puolella, vaan näyttäytyy synkkänä hiilenmustien korsien piikkimattona. Elävien planeettojen ei tarvitse olla samanlaisia kuin Maa.

Suurin osa punaisten kääpiötähtien elämän vyöhykkeen planeetoista on lukkiutunut näyttämään tähdelleen aina saman puoliskonsa. Elämän vyöhykkeet, joilla tähden säteily riittää pitämään planeettojen pinnoilla olevan veden nestemäisenä muttei saa sitä höyrystymään pois, sijaitsevat hyvin lähellä punaisten kääpiötähtien pintoja. Niiden vuoden pituudet ovat kymmenestä muutamaan kymmeneen Maan päivää, ja suhteutettuna Aurinkokunnan järjestelmään, planeetat kiertäisivät silloin Aurinkoa Merkuriuksen radan sisäpuolella. Himmeämpien tähtien kiertoradoilla ei kuitenkaan ole liian kuumaa edes aivan tähtien lähellä.

Punaisten kääpiöiden planeettakunnat ovat tavallisesti hyvin tiukkaan pakattuja. Toisin kuin oman aurinkokuntamme verrattaen kaukana toisistaan sijaitsevat planeetat, punaisia kääpiöitä kiertävät kiviplaneetat ovat hyvin lähellä toisiaan. Niitä saattaa olla useita yksittäisen tähden elämän vyöhykkeellä. Ja niistä valtaosa on silmäplaneettoja.

Lähellä loimottavan tähden vuorovesivoimien aikaansaama planeetan kiertoajan ja pyörimisen lukkiutuminen toisiinsa tekee planeetan toisesta puolesta valoisan, toisesta pimeän. Silloin elinkelpoiset planeetat, joiden pinnalla on nestemäistä vettä, poikkeavat Maasta erikoisilla tavoilla. Valoisalla puolella säteily korventaa päiväntasaajaa armotta, saaden meren kuumenemaan ja höyrystymään massiivisiksi pilviksi. Pimeällä puolella kaikki on jäässä. Merivirrat kyllä pyrkivät tasaamaan lämpötilaeroja ja kuumat, kosteat merituulet puhaltavat yön ja päivän rajalle tasaten lämpöä puoliskojen välillä mutta tähden säteily ei jakaudu tasaisesti, vaan pitää yllä valtavia lämpötilaeroja. Yläilmakehässä kylmä ilma kulkeutuu toiseen suuntaan, pimeältä puolelta kohti punaisen auringon loistetta. Syntyy rengasmainen lauhkean ilmastovyöhykkeen alue, jolla esiintyy elämälle otolliset olosuhteet. Siksi planeettaa kutsutaan leikkisästi silmäplaneetaksi — sen ulkonäkö muistuttaa avaruudessa leijuvaa silmämunaa (Kuva 1.).

Haasteensa tarjoaa myös punaisen tähden ultraviolettisäteily. Se korventaa valoisaa puoliskoa, hajottaen kaikki pinnalle eksyvät orgaaniset molekyylit. Elämä voi kuitenkin kukoistaa hyvässä suojassa meren pinnan alla, vaikka jatkuvat valoisan puolen hurrikaanit paksuine pilvineen tarjoavatkin runsaasti suojaa säteilyltä. Rengasmaisella lauhkealla vyöhykkeellä säteilyn intensiteetti on riittävän matala mustille kasveille ja muulle maaekosysteemille.

---

Elämä punaista kääpiötähteä kiertävän kiviplaneetan pinnalla olisi hyvin erilaista kuin mihin olemme Maassa tottuneet. Ihmissilmälle jopa elinkelpoiset silmäplaneetat näyttäytyisivät aavemaisina, kuolleina kauhuelokuvien kuvailemina maailmoina. Erilaista olisi niin kasvillisuuden väri, ilmastovyöhykkeiden jakauma kuin säteilyolosuhteetkin. Vihreää väriä ei olisi missään, vaan ympäristö olisi väriltään punertavan harmaa tai musta. Valoa olisi aivan liian vähän, jotta ihmissilmä voisi nähdä ympärilleen tarkasti. Taivas ei olisi sininen, vaan kelmeän punainen. Punainen aurinko näkyisi taivaalla aina samassa kohdassa, loistaen kaksi kertaa Aurinkoa suurempana kiekkona. Toisella puolella horisontti olisi musta. Tiheästi pakatun planeettakunnan muut planeetat näkyisivät kuitenkin taivaalla kirkkaina ja niiden ominaisuuksia olisi helppoa havaita jo pienelläkin kiikarilla.

Mutta silmäplaneettojen meret olisivat jatkuvasti haihtumassa, ja monsuunituulet kuljettaisivat punaisen auringon paisteessa höyrystyneen veden planeetan pimeälle puolelle. Se kertyisi lumeksi ja tiivistyisi pimeän puoliskon paksuksi jääpeitteeksi. On mahdollista, että kaikki valoisan puolen vesi kulkeutuisi pimeän puoliskon jäätiköksi, jonka reunoilta vesi virtaisi muututtuaan nesteeksi jäätikön alimpien kerrosten kovassa paineessa. Syntyisi jokien järjestelmä, jonka jokainen uoma suuntaisi kohti aurinkoa, kohti päivän puolta, tuoden lauhkealle vyöhykkeelle sen biosfäärin tarviteman veden. Vesi virtaisi kohti ikuista päivänvaloa, jossa kutistuvat joet haihtuisivat lopulta olemattomiin. Ehkäpä elinkelpoisten silmäplaneettojen kehityksen ainoa mahdollinen päätepiste on kapea elinkelpoinen rengas, jonka toisella puolella on ikuisessa valossa kylpevä, kuuma autiomaa, ja toisella ainaisessa pimeydessä lepäävä valtaisa jäätikkö.

Toisessa ääripäässä silmäplaneetat eivät kuivu, vaan kokevat toisenlaisen kohtalon. Jos planeetan kivistä pintaa peittävä meri on kymmeniä kilometrejä paksu ja planeetta on lämpötilaltaan suhteellisen viileä, säteily ei koskaan pääse kuivattamaan planeetan valoisaa puolta kokonaan. Pimeälle puolelle kyllä muodostuu paksu jääkuori mutta lämpimät merivirrat pitävät sen suhteellisen ohuena ja tasaavat lämpöä jääkuoren alla. Meri on kuitenkin näkyvillä vain valoisalla puolella, jossa tähden säteily estää avomerta jäätymästä umpeen. Pienikin heilahdus tasapainotilassa tosin saattaa muuttaa tilanteen. Jos valoisakin puoli pääsee sattumalta jäätymään, jää toimii heijastimena ja estää planeettaa lämpenemästä uudellen riittävästi, jotta infrapunasäteilyä itseensä mainiosti imevä meri tulisi jälleen esiin. Paksun meren peittämien silmäplaneettojen kohtalona saattaa silloin olla muuttuminen lumipalloiksi, joiden jääkuorien alla elämä ehkä pääsee kehittymään mutta joiden elinolosuhteet pysyvät jään alla tiukasti havaitsijoilta piilossa.

---

Lähin galaktinen naapuriplaneettamme, Proxima Kentauria kiertävä planeetta Proxima b, on lämpötilaltaan sopiva nestemäisen veden esiintymiselle. Vaikka se kylpee alituiseen purkautuvan tähtensä voimakkaassa säteilyssä, joka on saattanut jopa puhaltaa planeetan kaasukehän tiehensä, Proxima b on todennäköisesti meitä lähinnä sijaitseva silmäplaneetta. Se voi olla asettunut tasapainotilanteeseen, jossa valoisan puolen autiomaan ja pimeän puolen jäätikön välissä, aamuhämärän vyöhykkeellä, olosuhteet mahdollistavat elämän esiintymisen. Tai ehkäpä planeetta on kuollut, tähtensä hiukkastuulen ja purkauksien korventama autio, kaasukehätön aavikkoplaneetta kauttaaltaan.

Emme tiedä. Mutta saamme vielä selville, kun Proxima Kentaurin järjestelmän kappaleiden suora havainnointi tulee tulevaisuudessa mahdolliseksi.

---

Superelinkelpoiset planeetat

8.10.2020 klo 14.45, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Tunnemme vain yhden elinkelpoisen planeetan koko näkyvän maailmankaikkeuden alueella. Vaikka jo omassa galaksissamme on joidenkin arvioiden mukaan kuusi miljardia planeettaa, joilla elämää voisi esiintyä, emme ole havainneet ainuttakaan eksoplaneettaa, jonka pinnalta edes voisimme löytää merkkejä elävistä organismeista. Eksoplaneettoja on kuitenkin havaittu jo yli 4000 ja niiden elinkelpoisuutta voi koettaa tarkastella perustuen siihen, mitä tiedämme niiden kiertoradasta, koosta, massasta, koostumuksesta, pintalämpötilasta, säteilyolosuhteista, pyörimisestä ja muista fysikaalisista ja geokemiallisista olosuhteista. Ongelmana tietenkin on, että tiedämme vain niin kovin vähän.

Sen määrittäminen, onko jokin planeetta elinkelpoinen vai ei — puhumattakaan elinkelpoisuuksien kvantitatiivisesta vertailusta — on erittäin vaikeaa. Tarkoitusta varten on kuitenkin kehitetty menetelmiä, kuten erilaiset maankaltaisuusindeksit, jotka kuvaavat planeettojen samankaltaisuutta Maapallon kanssa. Sellaisten menetelmien ongelmat ovat myös välittömästi ilmeisiä. Verratessamme eksoplaneettojen ominaisuuksia Maan ominaisuuksiin, olemme tarkastelemassa niiden maankaltaisuutta, emme niiden elinkelpoisuutta. Siten sivuutame kaikki planeetat, jotka eivät muistuta Maata mutta jotka ovat silti elinkelpoisia. Etsiessämme vain maankaltaisia planeettoja, saatamme jättää runsaasti jopa Maata parempia elämän kehtoja huomiotta. On kuitenkin äärimmäisen vaikeaa etsiä jotakin, jota emme osaa edes määritellä kunnolla.

Tässä mielessä astrobiologit ja eksoplaneettojen metsästäjät ovat vaikean paikan edessä. Jos tarkoituksena on löytää eläviä tai vähintäänkin elinkelpoisia eksoplaneettoja, mistä tunnistamme sellaisen, jos emme voi saada juurikaan tietoa edes pinnan ominaisuuksista tai kaasukehän koostumuksesta puhumattakaan siitä, että havaitsisimme elämää?

Dirk Schulze-Makuch kollegoineen kuitenkin tarttui ennakkoluulottomasti kysymykseen elinkelpoisista planeetoista. He kysyivät rohkeasti voisiko galaksissamme olla planeettoja, jotka olisivat Maata parempia ylläpitämään elämää. Jos sellaisia on, maanulkopuolisen elämän etsinnän kohteiksi kannattaisi valita superelinkelpoisia planeettoja maankaltaisten planeettojen sijaan. Mutta miten määrittelemme planeetan elinkelpoisuuden ja saamme sille numeroarvoja, joita voidaan verrata eri planeettojen välillä?

---

Schulze-Makuch ryhmineen otti lähtökohdakseen määritellä elämälle soveltuvien fysikaalisten ja geokemiallisten olosuhteiden kirjon tarkkailemalla olosuhteita, joiden rajoissa elämää tiedetään esiintyvän Maapallolla. Maan elämä kykenee esimerkiksi aktiivisuuteen laajalla lämpötilaskaalalla, alkaen noin -18°C lämpötilasta aina 130°C asti. Jotkin mikrobit ja vaikkapa hiivasolut voivat kasvaa ja jakautua -18°C lämpötiloissa ja bakteerien tiedetään kasvavan jopa 130°C kuumuudessa. Monisoluisille eläimille maksimilämpötilaksi on havaittu 105°C. Lämpötilan suhteen äärimmäisiä elinympäristöjä edustavat suolaisen veden taskut jään sisällä, kuumat lähteet ja merenpohjan mustat savuttajat. Aivan samoin, elävät solut menestyvät laajalla skaalalla pH-asteikkoa erittäin happamasta -0.5 lukemasta aina emäksiseen arvoon 13 asti. Monisoluisille organismeille skaala on vaatimatttomammin välillä 0-10 mutta on muistettava, että arvo 0 vastaa elämistä vahvassa happokylvyssä. Elinympäristöjä ovat esimerkiksi merenpohjan mustat savuttajat, kuumat happamat lähteet ja emäksiset järvet.

Samalla periaatteella voidaan määritää elämän esiintymisen fysikaalisia ja geokemiallisia rajoja ottaen huomioon muitakin tekijöitä, kuten paine, happipitoisuus tai sen puute, säteilyolosuhteet ja vaikkapa muut kemiallisesti haastavat olosuhteet. Tämän jälkeen voidaan arvioida planeettojen olosuhteita kaiken olemassaolevan tiedon valossa ja määrittää niiden sopivuutta eläviksi planeetoiksi. Prosessissa tarvitaan tietenkin runsaasti yksinkertaistuksia, oletuksia ja karkeita arvioita mutta sekin on parempi kuin ei mitään.

Ongelmista ilmeisin on, että osaamme määritellä elämälle suotuisia elinympäristöjä vain suhteessa niihin olosuhteisiin, joissa tiedämme Maan elämän selviävän. Kaikki saadut tulokset ovat siten vääristyneet Maapallon elämän vaatimusten mukaisiksi. Vaikka pyrkimystä objektiivisuuteen ja pois maakeskeisestä ajattelusta olisikin, on täysin mahdotonta tietää voisiko jokin elinympäristö olla elinkelpoinen, jos sellaista ei esiinny Maapallolla tai jos Maan elämä ei kykene elämään siinä.

Seuraavana ilmeisenä ongelmana on määrittää mitä tarkoitetaan superelinkelpoisella planeetalla. Ilmeisiä tapoja on laskea sen biomassan tai lajikirjon määrää, jota planeetta kykenee ylläpitämään mutta asiaan vaikuttavat myös evolutiiviset innovaatiot, evoluutiohistoria ja siten puhdas sattuma. Voidaan esimerkiksi kuvitella olosuhteiltaan paljon Maapalloa elinkelpoisempi ja elämälle (joillakin kriteereillä) suotuisampi planeetta, jonka pinnalla esiintyy vain bakteereja, koska mitokondrioksi kutsuttua tehokkaan aineenvaihdunnan mahdollistavaa bakteerien symbioosia ei ole muodostunut ja siten monisoluisuus ja pitkät ravintoketjut eivät ole tulleet mahdollisiksi. Se, täyttääkö planeetta todellisuudessa oman elinkelpoisuuspotentiaalinsa on kuitenkin kaiketi oma kysymyksensä.

Superelinkelpoisuus käytännössä

Superelinkelpoisuuden käsitteen esittelivät Rene Heller ja John Armstrong. Tähtitieteellisten havaintojen ja geofysikaalisten ja -kemiallisten olosuhteiden kontekstissa sen voidaan sanoa tarkoittavan planeettoja, jotka täyttävät seuraavat kriteerit:

1. Kiertorata oranssin tähden ympärillä: Oranssit K-spektriluokan kääpiötähdet elävät Aurinkoa kauemmin ja tarjoavat siten Aurinkoa stabiilimman ja pitkäikäisemmän elinkelpoisen vyöhykkeen. Vaikka punaiset kääpiötähdet ovat vielä sitäkin pitkäikäisempiä, niiden elinkelpoiset vyöhykkeet ovat niin lähellä tähtien pintoja, että vuorovesivoimat saavat planeetat näyttämään aina saman puoliskonsa tähdelleen. Se taas aiheuttaa valtavia lämpötilaeroja ja heikentää planeettojen elinkelpoisuutta.
2. 5-8 miljardin vuoden ikä: Maapallolla monisoluisen elämän kehittymisessä kesti 4 miljardia vuotta. On siten luultavaa, että aivan nuorella planeetalla elämä ei ole vielä saavuttanut täyttä kukoistustaan biomassan tai -diversiteetin maksimin muodossa. Liian vanhojen planeettojen ytimet taas ovat saattaneet jäähtyä liikaa, jolloin geologinen aktiviteetti hidastuu ja heikentää elinkelpoisuutta. Planeetan todennäköisyys steriloitua valtavan asteroidin törmäyksestä kasvaa myös, kun tarkasteltava aikaväli kasvaa.
3. Kooltaan 10%, massaltaan 50% Maata suurempi: Maata suuremmalla planeetalla on enemmän pinta-alaa ylläpitää biosfääriä. Liian suuri planeetta kuitenkin on heikentynyt elinkelpoisuudeltaan paksun kaasukehän ja sen tuottaman voimakkaan kasvihuoneilmiön vuoksi. Liian keveät planeetat taas jäähtyvät nopeasti ja menettävät kaasukehäänsä avaruuteen, mikä heikentää elinkelpoisuutta.
4. Maata 5°C korkeampi pintalämpötila: Maapallolla eniten elämää esiintyy trooppisissa sademetsissä. Hiukan Maata lämpimämmällä planeetalla vastaavia olosuhteita voisi esiintyä paljon laajemmalla alueella, vaikka itse päiväntasaaja saattaisikin olla liian kuuma ja siksi aavikoitunut. Vieläkin kuumempien planeettojen pinnalla vain heikosti elämälle soveltuvat aavikot olisivat liian laajoja. Maata kylmemmillä planeetoilla laajat jäätiköt heikentävät elinkelpoisuutta.
5. Kostea, happipitoinen kaasukehä: Trooppiset olosuhteet vaativat paljon kosteutta ja reaktiivista happea vaaditaan tehokkaaseen aineenvaihduntaan, joka mahdollistaa pitkät ravintoketjut ja siten korkean biodiversiteetin tason.
6. Vaihteleva pinta: Biodiversiteetti on maksimissaan, kun pintaolosuhteet ovat mahdollisimman vaihtelevat. Tämä tarkoittaa paljon matalia meriä ja saaristoja. Tämä perustuu siihen havaintoon Maapallolta, että historiassa biodiversiteetti on ollut rikkainta, kun rantaviivaa on ollut eniten. Mantereiden puolestaan muodostettua Pangaeaksi kutsutun supermantereen, biodiversiteettiä oli vähemmän.
7. Suuri kuu: Verrattaen massiivisen kuun olemassaolo stabiloi planeetan pyörimisen ja siten olosuhteet, jotta biodiversiteetti ja -massa ehtii maksimoitua. Kuun aikaansaamat vuorovedet myös lisäävät elinympäristöjen monimuotoisuutta.
8. Laattatektoniikka ja geologinen aktiivisuus: Geologinen aktiviteetti aikaansaa mannerten uudistumista ja siten ravinteiden kierrätystä elävien organismien käytettäväksi. Sula magma maan vaipassa ja ytimessä myös tuottaa Maan magneettikentän, joka suojaa pinnalla eläviä organismeja avaruuden suurienergisiltä hiukkasilta ja Auringon hiukkastuulelta.

Lista ei ole kattava mutta se antaa kuvaa superelinkelpoisen planeetan olosuhteista. Vaikka jokaista kohtaa voikin kritisoida varsin hyvin perustein, luettelo tarjoaa ainakin jonkinlaisen lähtökohdan sille, minkälaisia planeettoja kannattaa koettaa havaita, jotta maksimoitaisiin mahdollisuus löytää eläviä planeettoja. Luettelon voimakkaan maakeskeisyyden lisäksi ongelmaksi muodostuu se, mitä eksoplaneettojen ominaisuuksia voidaan havaita. Suureksi osaksi tunnemme vain planeetojen radan ominaisuudet ja niiden koon tai massan — vain harvoin tunnemme molemmat ja voimme arvioida keskitiheyttä ja siten koostumusta. Tunnemme lisäksi tähtien ominaisuudet riittävän tarkasti, jotta voimme laskea planeettojen radallaan kohtaamat säteilyolosuhteet ja arvioida niiden pintalämpötiloja. Koostamalla nämä tiedot yhteen, saadaan arvioita sille, kuinka elinkelpoisia tai jopa superelinkelpoisia planeettoja tunnettujen eksoplaneettojen joukossa esiintyy.

• 

• 

Tarkastelemalla tunnettujen eksoplaneettojen tunnettuja ominaisuuksia ja vertaamalla niitä elinkelpoisuutta maksimoiviin ominaisuuksiin, Schulze-Makuch kollegoineen onnistui tuottamaan luettelon parhaimmista kohteista. Kaikki luetteloon kelpuutetut 24 planeettaa ovat Kepler-avaruusteleskoopin havaitsemia planeettakandidaatteja. Ne ovat lisäksi hyvin kaukaisissa, useiden satojen tai tuhansien valovuosien päässä Aurinkokunnasta sijaitsevissa planeettakunnissa. Tutkijoiden päällimmäisenä tavoitteena ei kuitenkaan ollut luoda luetteloa elinkelpoisimmista planeetoista, vaan vain kiinnittää huomiota siihen, että superelinkelpoisia planeettoja voi hyvinkin olla olemassa ja niitä saattaa olla jopa jo löydettyjen muutaman tuhannen eksoplaneetan joukossa.

Koska tarkasteltavana on vain neljä parametria, joista saadaan havaitsemalla tietoa, elinkelpoisuutta voidaan arvioida vain suhteessa niihin. Ne ovat listattujen ominaisuuksien kohdat 1-4, joita määrittävät karkeasti tähden massa ja ikä sekä planeetan kiertorata ja koko. Luettelossa on kaksi kohdetta, jotka ovat superelinkelpoisia kolmen ominaisuuden suhteen, mikään tunnetuista planeetoista ei yllä superelinkelpoiseksi kaikkien neljän suhteen. Kohde KOI 5554.01 on muutoin optimaalinen — suunnilleen Maan kokoinen, hiukan Maata vanhempi ja aavistuksen lämpimämpi — mutta se kiertää auringonkaltaista tähteä, joten sen olosuhteet tuskin pysyvät stabiileina ja elämälle otollisina Maata kauempaa. Toinen kandidaatti, KOI 5715.01, kiertää Aurinkoa pitkäikäisempä oranssia kääpiötähteä, on miljardin vuoden verran Maata vanhempi ja pinnaltaan Maata lämpimämpi, jos planeetan kaasukehä tarjoaa hiukankaan lämmitystä kasvihuoneilmiön muodossa. Ongelmana on, että KOI 5715.01 on noin kaksi kertaa Maata suurempi, ja sen elinkelpoisuus saattaa sen vuoksi olla heikentynyt — kaksi kertaa Maan kokoinen planeetta on luultavasti 6-10 maanmassainen kappale ja siten aivan liian paksun kaasukehän peitossa ja liian kuuma ollakseen elinkelpoinen.

---

Emme tiedä havaittujen planeettojen ominaisuuksista tarpeeksi voidaksemme arvioida niiden elinkelpoisuutta mutta se ei ole oikeastaan edes tärkeää tässä vaiheessa. Tärkeämpää on kyetä arvioimaan minkälaisia planeettoja kannattaa tulevaisuudessa tarkkailla tiiviimmin elämän merkkien etsimiseksi. Siinä mielessä superelinkelpoiset planeetat ovat jopa parempia kohteita kuin maankaltaiset kohteet (Kuva 1.). Kepler-avaruusteleskoopin havaitsemat maailmat eivät ole riittävän lähellä, jotta niistä saataisiin merkittävästi tarkempaa tietoa edes suuremmilla ja paremmilla lähitulevaisuudessa käyttöön otettavilla teleskoopeilla. Mutta superelinkelpoisuuden käsitettä ja mittareita voidaan soveltaa aivan mainiosti myös lähitähtien planeettakuntiin.

Lähin tähtemme, alpha Kentauri B, tarjoaa oranssina kääpiötähtenä potentiaalisen superelinkelpoisten maailmojen järjestelmän. Sen kiertoradalta ei tunneta planeettoja mutta Maata vain hiukan suurempien kappaleiden havaitseminen ei ole vielä ollut edes mahdollista. Ehkäpä superelinkelpoisia planettoja on kaikkialla, kunhan vain opimme etsimään niitä. Sitä tähtitieteilijät ainakin ovat kiivaasti opettelemassa.

---

Kuumien neptunusten hautausmaalla

6.10.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Koostumus , Synty ja kehitys

Uloin Aurinkokunnan kahdeksasta virallisesta planeetasta, Neptunus, on toinen järjestelmämme ”jääjättiläisistä”. Nimityksellä viitataan siihen tosiasiaan, että Uranus ja Neptunus ovat jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, massaltaan noin 15 ja 17 kertaa Maan kokoisia. Ne ovat radoillaan Aurinkokunnan viileissä ulko-osissa, jossa on niin kylmä, että vesi esiintyy vain kiinteänä jäänä. Auringon lämmittävä säteily on vain hyvin vähäistä Järjestelmämme laitamilla, joten Neptunus ja Uranus vaeltavat rauhallisesti radoillaan äärimmäisessä kylmyydessä ja ikuisessa hämärässä. Alue on niin kaukainen, että planeettojen pintaan osuu vähemmän Auringon säteilyä kuin ne säteilevät itse muodostumisestaan jäljelle jäänyttä lämpöä.

Vesi on maailmankaikkeuden yleisin yhdiste ja on siksi pääroolissa muodostamassa ulkoplaneettojen siemeniä, protoplaneettoja, joista Uranus ja Neptunuskin ovat syntyneet. Vaikka niitä ympäröi paksu, pääasiassa vedyn ja heliumin muodostama kaasuvaippa, planeetat koostuvat lähinnä vedestä, ammoniakista ja metaanista. Aivan ytimessä on raudasta, nikkelistä ja silikaateista koostuva ydin. Vesi ei ole planeettojen sisäosien kuumuudessa ja kovassa paineessa kiinteänä jäänä, joten ”jääjättiläinen” on terminä jokseenkin harhaanjohtava. Se kuitenkin kuvaa tilanneta planeettojen pinnalla — lämpötila Neptunuksen kaasukehän yläosissa on noin 200 astetta pakkasen puolella.

Kylmistä neptunuksenkaltaisista planeetoista ei ole olemassa runsaasti havaintoja toisten tähtien kiertoradoilla. Ne ovat liian himmeitä, jotta havainnot onnistuisivat suoran kuvaamisen keinoin ja niiden kiertoradat ovat aivan liian pitkiä, jotta havaintoja voitaisiin tehdä epäsuorista menetelmistä astrometrialla, Doppler-spektroskopialla tai ylikulkumenetelmällä. Niitä on kuitenkin havaittu mikrolinssimenetelmällä ja galaktisessa planeettapopulaatiossa neptunuksenkaltaiset jääjättiläiset ovat todennäköisesti planeettakuntien kylmien ulko-osien yleisimpiä planeettoja. Niiden erikoiset, lämpimämmät serkut ovat nekin erittäin yleisiä Auringon lähinaapuruston tähtien järjestelmissä.

Jotkut neptunukset ovat lämpimiä. Vaikka ne eivät mitä luultavimmin voikaan syntyä kovinkaan lähellä tähtiään, planeettakuntiensa viileämmissä osissa alkunsa saaneet kaasuplaneetat voivat muuttaa lämpimämpiin olosuhteisiin. Sellaisia tunnetaankin useita kiertämässä lähitähtiä — Kepler-avaruusteleskoopin havainnot sekä lukuisat radiaalinopeushavaintojen avulle tehdyt löydöt kertovat lämpimien neptunusten olevan erittäin yleisiä mutta kuumia neptunuksia on vain hyvin harvassa. Joskus niitäkin kuitenkin löytyy.

Kuumilla neptunuksilla tarkoitetaan planeettoja, jotka ovat massaltaan noin Neptunuksen kokoisia mutta jotka kiertävät tähteään aivan sen vieressä. Niiden ratajaksot ovat korkeintaan vain muutamia päiviä. Vaikka neptunukset ovat yleisiä kiertoradoilla, joiden ratajakso on suunnilleen kymmenestä päivästä sataan päivään, niiden puuttuminen aivan tähtien lähettyviltä vaikuttaa erikoiselta. Massiivisempia kuumia jupitereja ja pienempiä kuumia kiviplaneettoja on runsaasti mutta kuumat neptunukset ovat harvinaisia. Syynä on luultavasti se, että kuumat neptunukset kokevat muodonmuutoksen, menettävät kaasukehänsä ja muutuvat pienemmiksi kiviplaneetoiksi. Jennifer Burtin johtama tutkimusryhmä kuitenkin löysi sellaisen kiertämässä yhtä TESS-avaruusteleskoopin kohteista nimeltä TOI-824.

---

TESS-avaruusteleskoopin kiinnostavien kohteiden luettelon kohde numero 824 on aivan tavallinen, noin 64 parsekin päässä Auringosta sijaitseva oranssi kääpiötähti. Se himmeneen säännöllisesti Neptunusta jonkin verran pienemmän planeetan kulkiessa tähden editse aina 1.4 päivän välein. Ylikulkujen ominaisuudet on verrattaen helppoa määrittää TESS-avaruusteleskoopin tarkoista kirkkausmittauksista. Ne kertovat planeetan koosta ja sen kiertoradan ominaisuuksista mutteivät juuri muuta — siksi Burtin johtama ryhmä teki parhaansa havaitakseen himmeänä taivaalla näkyvää kohdettaan myös spektroskooppisesti, saadakseen selville sen massan. Tarkkuutta vaativat radiaalinopeusmittaukset onnistuivat ja tarjolla oli yllätys. TOI-824 b on massaltaan neptunuksenkokoinen planeetta keskellä kuumien Neptunusten autiomaata.

Havaintojen perusteella TOI-824 b on poikkeuksellinen kiertolainen. Se on kestänyt iäkkään tähtensä voimakkaassa säteilyssä miljardeja vuosia menettämättä kaasukehäänsä toisin kuin lukuisat kaltaisensa planeetat. Muut kuumat neptunukset menettävät tyypillisesti kaasukehänsä tähden voimakkaan säteilyn kiehuttaessa sen avaruuteen miljoonien ja miljardien vuosien kuluessa. Silloin jäljelle jää vain korventunut kivinen ydin, joka näyttäytyy kuumana kiviplaneettana. Siten kuumia neptunuksia ei ole löytynyt kuin kourallinen — huomattavasti vähemmän kuin pienempiä kuumia kiviplaneettoja, joiden havaitseminen on huomattavasti vaikeampaa. Miksi KOI-824 b on säilyttänyt kaasukehänsä niin lähellä tähteään?

TOI-824 b on halkaisijaltaan vain noin 75% Neptunuksesta, vaikka onkin massaltaan yhtä suuri. Se on siis kuin aavistuksen tiukemmin pakkautunut Neptunus, koostuen keskimäärin hiukan painavammista aineista. Sen kaasukehä on siten ohuempi kuin Neptunuksella ja ydin suurempi — ja koska planeetan pinnan vetovoima on Neptunusta suurempi, sen kaasukehä ei karkaa avaruuteen yhtä helposti kuin muilla kuumilla neptunuksilla. Voimakkaan säteilyn korventamana, TOI-824 b on luultavasti menettänyt osan kaasukehänsä vedystä ja heliumista avaruuteen, mikä on kutistanut planeettaa ja saanut sen keskitiheyden kasvamaan tyypillistä neptunusta suuremmaksi. Burtin kansainvälinen tutkijaryhmä löysi siis planeetan, joka on parhaillaan kiehumassa oman kiertoratansa hornankattilassa ja menettämässä kaasukehäänsä avaruuteen. TOI-824 b on muutoksen kourissa mutta muutos on niin hidasta, että planeetta on toistaiseksi luokiteltavissa kuumaksi neptunukseksi.

Tarkasteltaessa planeettaa lähemmin, sen 18.5 Maapallon massa ja 2.9 Maapallon säde antavat viitteitä TOI-824 b:n koostumuksesta (Kuva 2.). Vesi on yleinen planeettojen rakennusaine mutta TOI-824 b:n koostumus on yhteensopiva jopa 75-100% vedestä muodostuneen planeetan kanssa (3,4). Planeetat kuitenkin muodostuvat raudasta, nikkelistä ja silikaateista koostuvan ytimen ympärille, joten TOI-824 b:n massa ja koko sallivat vedyn ja heliumin muodostavan kaasukehän olemassaolon. Todennäköisesti planeetan ydin muodostaa sen massasta neljänneksen, sitä ympäröivä vaippa runsaan kolmanneksen ja vesi noin kolmanneksen. Vesikerroksen päällä on luultavasti vedyn ja heliumin muodostama kaasukehä, joka on huomattavasti ohuempi kuin Neptunuksella, muodostaen vain noin 3% planeetan massasta. Tämä kaikki on kuitenkin ainoastaan valistunutta arvailua, tieteellistä spekulaatiota, joka perustuu vain kouralliseen planeettoja, joiden koostumusta on voitu selvittää edes alustavasti.

• 

• 

Vaikka TOI-824 b on erikoinen planeetaksi, se ei ole niin erikoinen kuin toinen tuore löytö, LTT 9779 b. Santiagon yliopiston James Jenkins ryhmineen löysi TESS-teleskoopin havainnoista aivan mahdottomalta vaikuttavan, ultrakuumaksi neptunukseksi luokitellun planeetan kiertämässä auringonkaltaista tähteä LTT 9779. Lähes 2000 celciusasteen lämpötilassa hikoileva planeetta kiertää tähtensä vain 0.79 Maan päivässä. Se on niin lähellä tähteä ja niin kuuma, että planeetan koostumusta on vaikeaa selittää — vaikuttaa mahdottomalta, että massaltaan 29 Maapallon kokoinen planeetta voisi ylläpitää paksua vedyn ja heliumin vaippaa tähden brutaalin säteilyn korventamana. Jotakin erikoista on täytynyt tapahtua, jotta kappale voi olla olemassa.

Neptunuksenkaltainen tiheys ei sinällään ole omituista planeetalle, jonka kaasukehä on laajennut valtavassa kuumuudessa mutta jolla on verrattaen massiivinen ydin. Omituista on, että kaasu ei ole kiehunut kokonaan pois, koska LTT 9779 b:n vetovoima ei riitä pitämään kuumenneista, keveistä kaasuista kuten vety ja helium kiinni. Jenkins ryhmineen joutuikin spekuloimaan villeillä ehdotuksilla löytämänsä planeetan olemassaolon selittämiseksi. On mahdollista, että planeetta on juuri saapunut tähden lähietäisyydelle, ehkäpä kaoottisen planeettakunnan gravitaatiovuorovaikutusten ansiosta. Mutta se vaikuttaa epätodennäköiseltä. Siksi tutkijat arvelevat, että LTT 9779 b oli huomattavasti massiivisempi aiemmin, ja vaellettuaan liian lähelle tähteään menetti suuren osan kaasustaan tähteensä kaasun karattua planeetan vetovoimakentästä (sen Rochen pinnan ulkopuolelle) ja siten tähden pinnalle. Silloin alkujaan massiivinen kaasujättiläinen on voinut muuttua keveämmäksi neptunukseksi.

Vaihtoehtoisesti planeetta on muuttanut tähtensä lähelle hitaasti, tähden jo hiukan viilennyttyä nuoruutensa kirkkaamman vaiheen jälkeen, ja sen kaasuvaippa ei ole vielä ehtinyt kiehua pois valtaisassa kuumuudessa. Oikeaa vastausta on kuitenkin mahdotonta antaa ja muitakin vaihtoehtoja on. On kuitenkin selvää, että kyseessä on äärimmäinen kappale, joita ei ole aiemmin havaittu ja joita ei oikeastaan pitänyt olla edes olemassa.

---

Kuumien neptunusten autiomaa ei ole täysin asumaton. Kaikki neptunuksenkokoiset planeetat eivät kuole kuumien neptunusten hautausmaalla ja synny uudelleen kuumina kiviplaneettoina. Osa niistä, ehkäpä onnellisten sattumusten kautta, pystyy pitämään kaasuplaneettojen ominaispiirteensä jopa tähtiensä lähellä, polttavassa, kaasukehää kiehuttavassa kuumuudessa.

TOI-824 b on yksi kummajaisista, Neptunusta hiukan massiivisempi mutta sitä kooltaan pienempi, kompaktimpi planeetta. Se kiehuu hiljalleen ja menettää vedystä ja heliumista koostuvan kaasukehänsä uloimpien osien atomeita avaruuteen hitaasti soljuvana planetaarisena atomien virtana. Lopulta se menettää koko kaasukehänsä ja sen kaasukehän alla oleva vesi alkaa kiehua. Vesi kiehuu ja sen molekyylit hajoavat hiljalleen intensiivisen säteilyn vaikutuksesta. Happi muodostaa molekyylejä, jotka painuvat raskaampina alemmas ja reagoivat kuumuudessa muiden atomien kanssa. Vety vapautuu ja karkaa planeetan vetovoimakentästä kunnes kaikki vesi on mennyttä. TOI-824 b viettää vanhuutensa vuodet kivisenä, karrelle palaneena planeettana, jonka nykyisestä massasta jää jäljelle ehkäpä vain noin 10 Maan massan kivinen planeetta. Mutta ennen lopullista muutostaan, voimme havaita sen ominaisuuksia ja tutkia miten se hiljalleen läpikäy yhtä suurimmista muuntautumisleikeistä, joita universumistamme löytyy.

Planeetan LTT 9779 b kohtalo voi olla vieläkin karumpi. Se voi lopulta sulautua tähteensä ja kadota kokonaan. Toisena vaihtoehtona on, että planeetta vain kiehuu hiljalleen avaruuteen, menettäen muiden kuumien neptunusten tapaan kaasuvaippansa vuosimiljoonien ja miljardien kuluessa. Emme tiedä planeetan kohtaloa. Se tuottaa astronomeille päänsärkyä mutta se myös pitää heidät hereillä öisin.

---

Kuusi miljardia maapalloa

22.9.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Aurinko on vain yksi Linnunradan, oman kotigalaksimme tähdistä. Samoin Linnunrata on vain yksi näkyvän universumin galakseista. Tähtiä on siten taivaalla havaittavissa niin käsittämätön määrä, että inhimillisen käsityskyvyn rajat tulevat vastaan niiden kokonaismäärää laskettaessa.

Jätämme nyt huomiotta sen tosiasian, että maailmankaikkeus jatkuu siitä näkemämme pienen nurkkauksen ulkopuolella. Voimme havaita vain pienen osan universumiamme, koska valonnopeuden rajallisuuden ja universumin 13.8 miljardin vuoden iän vuoksi valoa on ehtinyt saapua havaintolaitteisiimme vain rajallisesta osasta maailmankaikkeutta. Se osa on muodoltaan pallo, joka kasvaa valonnopeudella, mutta emme kykene edes arvioimaan kuinka suuri maailmankaikkeus on tämän havaittavan osan ulkopuolella. Emme tiedä universumistamme tässä mielessä edes perusasioita.

Linnunradassa on arviolta 100 miljardia tähteä. Jos kaikki näkyvän universumin noin 1000 miljardia galaksia ovat suunnilleen saman kokoisia, voimme arvioida, että näkyvässä osassa universumia on noin 10²³ tähteä. Maapallon hiekkarannoilla ei ole läheskään niin montaa hiekanmurusta. Parasta asiassa on se, että likimain jokaista tähteä kiertää planeetta tai planeettoja. Näkyvässä maailmankaikkeudessa on siis ainakin noin 100000000000000000000000 (23 nollaa) planeettaa. Olisi omituista, täysin hämmästyttävän outoa, jos niiden joukkoon ei mahtuisi maankaltaisia planeettoja — sellaisia maailmoja, joden pinnalla vesi virtaa ja joita ympäröi silikaattivaipan ja kaasukehän rajapinnassa biosfääriksi kutsuttu ohut kerros, jossa elävät organismit kukoistavat.

---

Aurinko on kaikenlaista luokittelua rakastavien tähtitieteilijöiden jargonissa ”pääsarjaan kuuluva G-spektriluokan tähti”. Sellaiset tähdet loistavat väriltään keltaisina. Himmeämpiä oransseja tähtiä kutsutaan K-spektriluokan tähdiksi ja hiukan kirkkaammat kohteet ovat spektriluokassa F. Näitä kolmea tähtien luokkaa pidetään yleisesti suunnilleen auringonkaltaisina ja Linnunradan tähdistä niitä onkin yhteensä noin 20% — yleisempiä ovat vain punaiset M-spektriluokan kääpiötähdet, tai lyhyesti punaiset kääpiöt, joita on suunnilleen kolme neljännestä kaikista tähdistä.

Spektriluokalla tarkoitetaan karkeasti sitä, millä aallonpituusalueella tähdet loistavat kirkkaimmin. Aurinko loistaa voimakkaimmin näkyvän valon keltaisella aallonpituusalueella, kun taas K-luokan tähdet ovat himmeämpiä ja loistavat kirkkaimmillaan oranssin värin alueella. F-luokan tähdet taas loistavat Aurinkoa voimakkaammin vaaleankeltaista valoa. Planeettojen ja niiden olosuhteiden osalta oleellista on tähtien kirkkaus. Auringonkaltaiset tähdet säteilevät kirkkaammin ja kuumempana kuin punaiset kääpiöt, mikä vaikuttaa niitä kiertävien planeettojen pintalämpötiloihin. Viileiden punaisten kääpiöiden planeetoilla voi esintyä nestemäistä vettä, jos niiden kiertoradat ovat tähtiä lähellä ja vuoden pituus on kymmeniä päiviä. Auringonkaltaisten tähtien kiertoradoilla vastaavat lämpötilat saavutetaan radoilla, joilla vuoden pituus on kymmenien sijaan satoja päiviä. Erolla on merkittäviä vaikutuksia planeettojen olosuhteisiin.

Tähtien vetovoima aiheuttaa niitä kiertäviin, oman akselinsa ympäri pyörähteleviin planeettoihin vuorovesivoimia, jotka nostavat ja laskevat veden pintaa kuten Maapallolla tai jopa muokkaavat planeetan vaippaa ja kuorta tuottaen kitkalämpöä ja lämmön aiheuttamaa aktiivisuutta. Miniatyyriversio tilanteesta on Jupiterin ja sen kuun Ion muodostama pari. Jupiterin vuorovesivoimat muokkaavat Ion pintaa voimakkaasti saaden sen kuumenemaan ja laukaisemaan tulivuoritoimintaa. Io onkin Aurinkokunnan aktiivisin taivaankappale. Mutta vuorovesien ehkäpä merkittävin seuraus on se, että Ion pyöriminen on synkronissa sen kiertoajan kanssa. Vuorovesivoimat ovat muokanneet kuun pyörimistä kunnes se on lukkiutunut kiertoaikaan ja Io näyttää aina saman puolen Jupiteriin. Oman planeetamme kiertolainen, Kuu, on samalla tavalla synkronissa. Tilanne on maailmankaikkeudessa yleinen.

Valtaosa tähtiä lähellä kiertävistä planeetoista on todennäköisesti synkronissa tähtien voimakkaiden vuorovesivoimien vuoksi. Vain kauempana tähteään kiertävät planeetat välttyvät vuorovesivoimien lukitsevalta vaikutukselta. Siksi vain auringonkaltaisten tähtien elinkelpoisella vyöhykkeellä olevat planeetat voivat pyöriä vapaasti. Vapaa pyöriminen puolestaan tasoittaa planeetan eri puolien lämpötilaeroja lisäten siten elämän edellytyksiä. Se on suurin yksittäinen syy siihen, että lähintä eksoplaneettaa Proxima b ei pidetä kaikilta osin maankaltaisena planeettana. Proxima b:n pyöriminen on synkronissa, koska planeetta matkaa ratakierroksen vain noin 11 päivässä, lähellä tähden pintaa, alttiina vuorovesivoimille.

Vaikka vuorovesivoimilla on muitakin vaikutuksia — ne pyöristävät lähellä tähtiään kiertävien planeettojen radat lähes täydellisiksi ympyröiksi vähentäen vuodenaikojen vaihteluita — elävien, maankaltaisten planeettojen löytämiseksi on parasta tarkastella planeettoja kiertämässä auringonkaltaisia tähtiä. Kepler-avaruusteleskoopin havaintokentässä niitä oli monia kymmeniä tuhansia.

---

Arvioitaessa kuinka paljon tietyn tyyppisiä planeettoja on kiertämässä kohteeksi valittuja tähtiä, on otettava huomioon mitä havaittiin sekä se, mitä olisi voitu havaita mutta ei havaittu. Periaate on yksinkertainen. Jos löydetään vaikkapa kaksi jollakin kriteerillä maankaltaista planeettaa, kun on havaittu esimerkiksi tuhatta tähteä, ei voida suoraan sanoa, että maankaltaisia planeettoja kiertää kahta promillea tähdistä. Arvioon vaikuttaa kuinka monen tähden maankaltaisia kiertolaisia oltaisiin voitu havaita — kaikkien havaitseminen ei juuri koskaan ole mahdollista. Jos esimerkiksi vain 20 tähdistä on sellaisia, että maankaltaisen planeetan löytö olisi mahdollista tehdä vaivalla hankitun havaintomateriaalin perusteella, lopputuloksena voidaan sanoa, että maankaltaisten planeettojen esiintymisfrekvenssi on 10% — niitä on siis joka kymmenennen tähden kiertolaisina. Se tosiasia, että joukossa oli 980 tähteä, joiden maankaltaisia kiertolaisia ei kyetä näkemään ei vaikuta tulokseen.

Kepler-avarusteleskooppi tarkkaili havaintokampanjansa kuluessa taivaan aluetta, jossa on kymmeniätuhansia tähtiä. Niiden perusteella on laskettu useita erilaisia arvioita planeettojen esiintymisestä galaksissamme. Esimerkiksi Michelle Kunimoto ja Jaymie Matthews kävivät huolellisesti läpi Keplerin kohdeluettelon. He tarkastelivat luettelon tähtien havaittuja ominaisuuksia ja saivat kasatuksi noin 96000 suunnilleen auringonkaltaisen tähden listan rajaamalla liian kuumat ja liian kylmät tähdet pois luettelostaan. Heidän määritelmänsä ”auringonkaltaisiksi tähdiksi” oli F, G ja K luokan tähdet, joiden lämpötila on välillä 3900-7300 kelvinastetta — vertailun vuoksi, Auringon lämpötila on noin 5800 K. Seuraavaksi oli vain selvitettävä minkä kokoisia planeettoja kohteiksi valittujen tähtien kiertoradoilla oli erilaisilla kiertoradoilla sekä kuinka pienet planeetat milläkin radalla olivat havaintojen tavoittamattomissa.

Kunimoto ja Matthews saivat huolellisen analyysinsa päätteeksi selville paljonkin maankaltaisten planeettojen esiintymisestä. Ongelmana vain on miten määritellään maankaltainen. Maankaltaiseksi voi kutsua vaikkapa planeettaa, joka on kooltaan suunnilleen Maan kokoinen, korkeintaan 50% pienempi tai suurempi. Kun ottaa huomioon kuinka moni planeetoista on tähtiensä elinkelpoisella vyöhykkeellä, arvioksi maankaltaisten planeettojen yleisyydestä saadaan optimistisesti laskettuna keskimäärin 0.66 planeettaa jokaista tähteä kohti. Se on valtava määrä, ja tarkoittaa sitä, että Linnunradassa on 26 miljardia ehdot täyttävää planeettaa. Kunimoto ja Matthews kuitenkin tyytyivät pessimistisempiin ehtoihin maankaltaisuudesta, ja arvioivat realistisemman määrän olevan korkeintaan noin kuusi miljardia — kokonsa ja pintalämpötilansa puolesta maankaltaisia planeettoja kiertää siis keskimäärin joka viidettä auringonkaltaista tähteä. Silloin pessimistisenkin arvion mukaan potentiaalisesti elinkelpoisia planeettoja on kirjaimellisesti aivan kaikkialla.

Punaisten kääpiötähtien planeetat ovat vielä tätäkin yleisempiä. Planeettoja on vähintään kolme jokaista punaista kääpiötä kohti ja maankaltaisia planeettoja — jos jättää synkronisen pyörimisen maankaltaisuutta heikentävän vaikutuksen huomiotta — on keskimäärin suunnilleen yhtä paljon kuin tähtiä. Silloin punaisten kääpiötähtien maankaltaisia planeettoja olisi galaksissamme valtaisa määrä, vähintään noin 75 miljardia. Vaikka jokaista punaista kääpiötähteä ei välttämättä ole kiertämässä ainuttakaan planeettaa, toisten kiertoradoilla niitä on useita. Yksi parhaista esimerkeistä on pienikokoinen, verrattaen lähellä Aurinkokuntaa sijaitseva TRAPPIST-1 tähti. Sitä kiertää seitsemän kiviplaneettaa, joista jopa kuusi katsotaan kooltaan ja lämpötilaltaan mahdollisiksi elinkelpoisiksi planeetoiksi.

Esitetyt lukemat maapallonkaltaisten planeettojen esiintymisestä galaksissamme ovat käsittämättömiä, suorastaan naurettavan suuria ja uskomattomalta tuntuvia. Kolme vuosikymmentä sitten emme tienneet eksoplaneettoja edes olevan olemassa. Nyt tiedämme karkeasti maankaltaisia planeettoja olevan kaikkialla, kiertämässä käytännöllisesti katsottuna jokaista tähteä, galaksimme jokaisessa kolkassa. Siksi on perusteltua ajatella, että galaksimme — samoin kuin koko maailmankaikkeus — suorastaan kuhisee elämää, jota syntyy väistämättä planeettojen vetisten pintojen biokemiallisista prosesseista aina, kun prosessit vain pääsevät kunnolla vauhtiin. Sen lisäksi tarvitaan vain aikaa. Ja aikaa elämän kehittymiseen on ollut kaikkialla jo miljardeja vuosia.