Eksoplaneetta hukassa

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.

---

Esiintyykö Venuksen kaasukehässä elämää?

14.9.2020 klo 19.02, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Koen olevani optimistinen sen suhteen, kuinka paljon elämää universumissa esiintyy. Ajattelen, että elämää on kaikkialla, missä sen synty on ollut mahdollista geofysikaalisen ja -kemiallisen historian saatossa. Luultavasti elävät organismit osaavat myös matkustaa planetaaristen elinalueidensa välillä liftaamalla kyytejä meteoreilta ja komeetoilta. Ehkäpä elämä matkustaa mikrobien lepoitiöinä jopa planeettakuntien välillä. Asiasta ei ole konkreettista todistusaineistoa mutta olen optimisti. Haluan uskoa, että elämää on aivan kaikkialla siksi, että mielestäni se olisi valtavan mielenkiintoista ja jännittävää, osittain pelottavaakin. Tieteessä mielipiteillä vain ei ole mitään merkitystä.

Havainto elämästä toisella planeetalla on niin valtaisa tieteellinen tulos, että se vaatii tuekseen aukotonta todistusaineistoa. Siksi suhtaudun erittäin skeptisesti kaikkiin väitteisiin, joita on esitetty sen suhteen, onko elämää Marsissa, Europan jääkuoren alla tai muilla Aurinkokunnan kappaleilla, joissa fysikaaliset olosuhteet mahdollistavat elämän esiintymisen. Ehkäpä voimme lisätä luetteloon myös Venuksen — siellä elämää voisi hypoteesin mukaan esiintyä kaasukehän yläosissa, jossa lämpötila on varsin miellyttävä ja elämän rakennuspalikat ovat kaasumaisessa muodossaan saatavilla. Mutta mitä oikein tiedämme elämästä Venuksen kaasukehässä ja onko sen olemassaolon puolesta esitetty lähemmän tarkastelun kestävää todistusaineistoa?

---

Tuoreen Sara Seagerin johtaman tutkimusryhmän julkaiseman tuloksen mukaan, elämää voi esiintyä Venuksen polttavan kuuman pinnan yläpuolella, yläilmakehän leppoisammissa olosuhteissa. Venuksen kaasukehässä vesihöyryä on vain hyvin vähän. Silti, mikrobit saattaisivat kyetä selviytymään pienten vesipisaroiden sisällä, suojassa rikkihapon kyllästämältä kaasukehältä. Tuottaakseen energiaa ja rakennusmateriaalia, ne luultavasti tarvitsisivat kyvyn yhteyttää, kuten oman planeettamme kasvit ja sinibakteerit. Kosteuden ja ravinteiden vähäinen määrä tekisi elämästä hidaskasvuista mutta sen olisi oltava hyvin kestävää ja monipuolista aineenvaihdunnaltaan.

Venuksen kaasukehässä mikrobien elämänkierto olisi kuitenkin verrattaen yksinkertainen. Mikrobien lepoitiöt pärjäisivät kaasukehän alemmissa kerroksissa, ei kuitenkaan niin alhaalla, että pinnan kova kuumuus tuhoaisi ne. Tiedämme oman planeettamme mikrobifaunasta, että lepoitiöt selviävät laajassa skaalassa olosuhteita ja voivat paremmissa oloissa virota eloon, käynnistäen aineenvaihduntansa. Kun kaasukehän virtaukset kuljettavat itiöt ylemmäksi suotuisampiin olosuhteisiin, ne voisivat kerätä ympärilleen pieniä määriä kosteutta ja ryhtyä aktiivisiksi. Se voisi tapahtua aivan fysiikan lakien mukaan — Maapallollakin sadepisarat syntyvät pienten tiivistymiskeskusten ympärille, joita ovat tyypillisesti pienet pölyhiukkaset mutta myös bakteerisolut. Mikrobit voisivat elää ja jakautua pienenpienissä vesipisaroissa, jotka sitten kasvettuaan hiukan suuremmiksi painuisivat alemmas kaasukehässä, haihtuisivat, ja jättäisivät mikrobit lepoitiöiksi odottamaan uutta virtausta ylemmäs (Kuva 1.).

Jotta Venuksen kaasukehässä voisi olla elämää, on oltava myös realistinen kehityskulku sille, miten eläviä soluja päätyi ja sopeutui Venuksen epätodennäköisiin olosuhteisiin. Tiedämme kuitenkin, että Venus ei ole aina ollut äärimmilleen voimistuneen kasvihuoneilmiön kourissa, vaan se oli nuoruudessaan hyvinkin Maata muistuttava planeetta, jonka pinnalla elämä saattoi syntyä ja kukoistaa miljoonia muttei miljardeja vuosia. Olosuhteiden hiljalleen muututtua elinkelvottomiksi planeetan pinnalla, elämä olisi saattanut jatkaa kukoistustaan ainoassa mahdollisessa jäljelle jääneessä paikassa, jossa lämpötila ei kohonnut liian suureksi — 50-60 kilometrin korkeudessa kaasukehässä. Seager ryhmineen huomauttaa, että Maassa on meneillään samankaltainen kiertokulku, kun mikrobit kohoavat tuulien mukana taivaalle, joutuvat vesipisaroiden tiivistymisytimiksi ja palaavat maanpinnalle sateen mukana. Venuksessa sama kiertokulku vain voisi toimia kaukana pinnan yläpuolella.

---

Jos Seagerin tutkimusryhmän hämmästyttävä hypoteesi on oikea, ja elämää esiintyy korkealla Venuksen yläilmakehässä, miten sen merkkejä voitaisiin havaita? Astrobiologit ovat miettineen tapoja havaita elämän merkkejä eksoplaneettojen pinnalla, joten asiasta on olemassa runsaasti ajatuksia ja tutkimustuloksia. Ilmalaivan tavoin seilaavan robottiluotaimen lähettäminen paikanpäälle tutkimaan kaasukehän biokemiaa olisi yksi varteenotettava vaihtoehto, ja sellaisia on suunniteltukin niin Neuvostoliiton Venera projektin aikoihin 1970-luvulla kuin aivan hiljattain NASA:n toimesta. Neuvostoliiton Vega projektissa Venuksen kaasukehään lähetettiin jopa kuumailmapalloja mittaamaan kaasukehän fysikaalisia olosuhteita. Elämän havaitsemiseen niitä ei kuitenkaan oltu suunniteltu.

Elämää voitaisiin kuitenkin havaita epäsuoralla tavalla, tarkkailemalla Venuksen kaasukehän koostumusta tarkoilla spektrografeillla Maasta käsin. Sellaiset havainnot ovat arkipäivää tähtitieteessä ja on ehdotettu, että tiettyjen biologisista prosesseista kertovien kaasujen havaitseminen voisi onnistua jopa eksoplaneettojen kaasukehistä. Mutta millaisten molekyylien havaitseminen olisi kiistaton merkki elämästä vieraassa paikassa, jonka kemiasta tiedämme vain hyvin vähän? Astrobiologeilla on kuitenkin olemassa vastaus tähänkin.

Fosfiini on yksinkertainen molekyyli, joka koostuu kolmesta fosforiatomiin liittynestä vetyatomista. Se on erittäin myrkyllinen, äärimmäisen reaktiivinen ja sitä käytetään lähinnä kemianteollisuuden reagenssina. Fosfiinia esiintyy Maapallolla hapettomissa olosuhteissa, joissa sitä on arveltu syntyvän mikrobien aineenvaihduntatuotteena. Fosfiinia on siksi ehdotettu molekyyliksi, jonka havaitseminen eksoplaneetan kaasukehästä kertoisi elämän esiintymisestä planeetalla (3). Mutta kyseessä on vain epäsuora havainto, ja se perustuu negatiiviseen tulokseen — tutkijat eivät ole yrityksistään huolimatta onnistuneet löytämään tapaa, jolla fosfiinia voisi muodostua elottomalla planeetalla. Ehkäpä heillä vain ei ole ollut tarpeeksi mielikuvitusta.

Uusimpien havaitojen perusteella Venuksen kaasukehässä tosiaankin on fosfiinia. Jos aineella ei ole elottomia muodostumismekanismeja, sen on siis oltava elävien solujen tuottamaa. Tässä kohdassa on kuitenkin otettava avuksi Occamin partaveitsi. Se havainto, että Venuksen kaasukehässä esiintyy fosfiinia voi selittyä kahdella tavalla: joko Venuksen kaasukehässä on elämää tai sitten fosfiinia muodostuu toistaiseksi tuntemattoman elottoman prosessin seurauksena kaasukehässä, jonka ominaisuudet ja koostumus ovat vielä suureksi osaksi tuntemattomia. Molemmat tavat sopivat havaintoaineistoon yhtä hyvin mutta ei liene tarpeellista kertoa kumpi on yksinkertaisempi ja siten parempi selitysmalli.

Elämän löytyminen Venuksen kaasukehästä olisi valtaisa uutinen, ja tarkoittaisi sitä, että elämää on jotakuinkin varmasti aivan kaikkialla maailmankaikkeudessa, missä olosuhteet vain ovat sopivat. Sellainen poikkeuksellisen merkittävä tulos on kuitenkin näytettävä toteen poikkeuksellisella varmuudella. Jos on mahdollisuus, edes hyvin pieni sellainen, että havainnot voi selittää omalla tietämättömyydellämme, olen valmis lyömään vetoa sen puolesta, että elämää ei vielä ole havaittu planeettamme biosfäärin ulkopuolelta. On yksinkertaisesti luultavampaa, että emme tunne jotakin tapaa tuottaa fosfiinia elottomilla prosesseilla kuin että Venuksen kaasukehässä tosiaan olisi elämää. Siksi tekstin otsikkokin on kysymysmuodossa — Betteridgen laki sanoo, että vastaus sensaatiomaisiin kysymysotsikoihin on aina yksiselitteinen ”ei”. Toivon olevani väärässä mutta vasta tulevat havainnot näyttävät saako ehdotus elämästä tukea vai ei.

---

Voimme kuitenkin tehdä ajatuskokeen ja olettaa, että Venuksen kaasukehässä tosiaankin on elämää. Sillä olisi arvaamattomia seurauksia. Voisimme päätellä, että elämää on siinä tapauksessa lähes kaikkialla, missä olosuhteet vain ovat sopivat sen muodostumiselle ja kehittymiselle. Kyseessä olisi kuitenkin huono uutinen ihmiskunnalle. Vastaus Fermin paradoksiin ja kysymykseen siitä, miksi emme ole havainneet merkkejä teknisistä sivilisaatioista ei silloin ole se, että elämän synty ja esiintyminen on harvinaista. Ehkäpä emme ole vielä selvinneet kosmisesta seulasta ja todennäköinen syy Fermin paradoksiin ei löydykään menneisyydestämme, vaan tulevaisuudestamme — ehkäpä tekniset sivilisaatiot tuhoavat synnyinplaneettansa elämän edellytykset ennen kykyään levittäytyä avaruuteen ja muuttaa toisille planeetoille.

Kukapa tietää. On edelleen avan liian aikaista vetää johtopäätöksiä.

---

Erilaiset maailmat: eksoplaneettojen hämmästyttävä diversiteetti

8.9.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen , Koostumus , Synty ja kehitys

Tunnemme jo yli 4000 eksoplaneettaa kiertämässä Auringon lähitähtiä. Tietomme planeetoista ja planeettakunnista ovat kasvaneet eksponentiaalisesti viimeisen 25 vuoden aikana — sinä lyhyenä ajanjaksona, kun eksoplaneettojen löydöt ovat olleet tieteen valtavirtaa. Eksoplaneettojen tutkimus on tähtitieteen haarana ja osa-alueena nuori mutta vakiintunut — ja yksi mielenkiintoisimmista, koska planeettoja on niin monenlaisia, erilaisilla radoilla kiertämässä erilaisia tähtiä.

Aurinkokunnasta tuttu luokittelu kivisiin sisäplaneettoihin ja kaasumaisiin ulkoplaneettoihin, on ehkäpä tunnetuin tapa jaotella planeettoja omiin lokeroihinsa. Jaottelu on myös omalla tavallaan helpon intuitiivinen. Pienet kiviset planeetat kiertävät Aurinkoa sen lähettyvillä kun taas suuret kaasumaiset planeetat ovat kauempana, Aurinkokunnan ulko-osissa. Pienet kappaleet, kuten Pluto ja muut kääpiöplaneetat, rikkovat tätä intiutiivista illuusiota harmoniasta ja osittain siitä syystä Pluto onkin luokiteltu uudelleen kääpiöplaneetaksi varsinaisen planeetan sijaan.

Koska perinteinen luokittelumme perustuu vain yhteen esimerkkiin, Aurinkokunnan tuttuihin planeettoihin, se ei kuvasta juuri lainkaan muita tähtiä ympäröiviä ja kiertäviä planeettakuntia ja planeettoja. Aurinkokunta on oikeastaan erikoinen, eriskummallinen luonnonoikku, joka poikkeaa tavanomaisista planeettakunnista jokseenkin joka tavalla. Luokittelut ovat lisäksi väistämättä keinotekoisia, luonnon jatkumoon näennäistä järjestystä tuovia konstruktioita, joita ei todellisuudessa ole olemassa muualla kuin luokitteluista pitävien ihmisten mielissä. Luonnon ei tarvitse piitata veteen piirtämistämme erilaisten luokitusten välisistä viivoista hitusenkaan vertaa.

Havainnot vääristävät

Se, mitä tiedämme eksoplaneetoista ja eksoplaneettakunnista, riippuu voimakkaasti siitä, mitä voimme havaita. Tällä yksinkertaisella tosiasialla on suunnattomia vaikutuksia siihen, mitä saamme tietää ja mitä kykenemme tutkimaan.

Erilaisilla havaintomenetelmillä voidaan luonnollisesti havaita erilaisia planeettoja ja niiden eri ominaisuuksia. Doppler spektroskopialla tai radiaalinopeusmenetelmällä havaitaan planeettoja tarkastelemalla tähden heilahtelua avaruudessa. Heilahtelu havaitaan mittaamalla tähden valon Doppler siirtymää, eli siirtymää sinisemmäksi ja punaisemmaksi, kun tähti liikkuu näkymättömän planeetan vetovoiman vaikutuksesta meitä kohti ja meistä poispäin. Havainto on sitä helpompi mitä suurempi planeetta on kyseessä, koska planeetan vetovoima ja siten tähden heilahtelun suuruus riippuu suoraan planeetan massasta. Havaitsemme siten suuremmat planeetat pienempiä helpommin ja varmemmin.

Pienet tähdet taas heilahtelevat voimakkaimmin. Jos tähti on massaltaan pieni, esimerkiksi pienimassainen punainen kääpiötähti, planeetan vetovoima heilauttaa sitä voimakkaammin kuin massiivisempia auringonkaltaisia, keltaisia spektriluokan G kääpiötähtiä. Kaksi Aurinkoa lähintä planeettakuntaa on havaittu juuri punaisten kääpiötähtien Proxima Kentauri ja Barnardin tähti ympärillä. Samalla muodostuu toinen havaintojen tuottama harha — planeettoja on helpompaa löytää keveämpien tähtien kiertoradoilta, joten niitä löydetään enemmän kuin planeettoja kiertämässä massiivisia tähtiä.

Myös planeetan radalla on merkitystä. Havainnot ovat sitä helpompia ja varmempia mitä useampi ratajakso on havaittu. Planeetat, jotka kiertävät tähtensä nopeasti, havaitaan siis todennäköisemmin kuin planeetat, joiden kiertoajat — eli vuoden pituudet — ovat pidempiä. Havaittaessa jaksollista ilmiötä kuten planeetan kiertoliikettä tähden ympäri on lisäksi varmennettava, että se tosiaan on jaksollista. Planeetan liike on siksi tunnettava tyypillisesti ainakin yhden ratajakson ajalta, jotta voidaan varmistua tähden heilahtelun aiheutuvan juuri planeetasta eikä kyseessä ole vaikkapa tähden aktiivisuuden aiheuttama epäsäännöllinen Doppler siirtymäksi tulkittu häiriö. Silloin planeetat, joiden kiertoajat ovat vuosikymmenien mittaisia, jäävät tyypillisesti havaitsematta. Löydämme siis enemmän planeettoja, joiden kiertoajat ovat lyhyitä ja joiden radat ovat lähellä tähtiään. Syy ei ole se, että sellaisia planeettoja olisi välttämättä enemmän, vaan se, että havaitsemme niitä todennäköisemmin.

Pisimmät yhtäjaksoiset lähitähtien havaintosarjat kattavat nykyisellään noin 10, korkeintaan 20 tai erittäin harvoin jopa 30 vuotta joillekin kirkkaille lähitähdille. Aurinkokuntaan suhteutettuna se tarkoittaa sitä, että Auringon 29 vuodessa kiertävä Saturnus olisi vain juuri ja juuri havaittavissa riittävällä varmuudella, vaikka se heilauttaakin aurinkoa havaittavan määrän. Saturnusta pienemmän Neptunuksen havaitseminen ei olisi nykyisellään lainkaan mahdollista. Neptunuksenkaltaisia planeettoja ei siis voi havaita lähitähtien kiertoradoilta, vaikka niitä olisi kirjaimellisesti kaikkialla.

Radiaalinopeusmenetelmällä siis havaitaan helpoiten planeettoja, jotka ovat suurikokoisia massaltaan ja kiertävät pieniä kääpiötähtiä mahdollisimman nopeasti. Siksi pienet auringonkaltaisia tähtiä kiertävät planeetat, jotka matkaavat tähtensä ympäri vuoden tai vuosien kuluessa muutamien päivien sijaan, ovat huomattavasti hankalammin havaittavissa. Niihin kuuluu myös Maa — radiaalinopeusmenetelmällä voidaan havaita noin 0.5 m/s heilahteluita auringonkaltaisen tähden liikkeessä mutta maapallojen aiheuttama heilahtelu olisi vain suuruusluokkaa 0.1 m/s. Sellainen tarkkuus on toistaiseksi saavuttamattomissa. Ylikulkumenetelmällä maapallojen havainnointi on samoin erittäin vaikeaa mutta täysin eri syistä.

---

Ylikulkuhavainto tarkoittaa sitä, että havaitaan, kun planeetta kulkee tähtensä pinnan editse. Koska planeetat eivät loista kovin kirkkaina, kaukaisista planetoista saadaan tietoa vain havaitsemalla miten tähti näyttää himmenevät prosentin murto-osia planeetan peittäessä pienen osan sen pintaa. Jotta eksoplaneetta kulkisi Maasta katsottuna tähtensä editse, sen ratatason on oltava juuri sopiva. Planeetan on silloin matkattava radallaan täsmälleen maanpäällisten havaitsijoiden ja tähden pinnan välistä. Vain noin prosentilla tähdistä on kiertolaisinaan planeettoja sopivilla radoilla, joten käytännössä on havaittava keskimäärin sataa tähteä, jotta edes yhden planeetan ylikulku voitaisiin nähdä.

Kepler-avaruusteleskoopin tuhannet löydöt onnistuivat vain, koska tähtitieteilijät suunnittelivat teleskoopin havainto-ohjelman oikealla tavalla. Teleskooppi asetettiin Maan kiertoradalle siten, että se kykeni tuijottamaan valittua taivaan kohtaa silmääkään räpäyttämättä muutaman vuoden ajan. Kepler suunnattiin kohtaan taivasta, jossa on samaan aikaan näkyvissä satoja tuhansia tähtiä. Siksi tuhansien eksoplaneettojen löytäminen oli jopa väistämätön lopputulos. Sitä ei tosin tiedetty etukäteen, avaruusteleskooppia suunniteltaessa, koska planeettojen määrää avaruudessa on kyetty arvioimaan luotettavasti vasta juuri Kepler-teleskoopin tulosten avulla.

Yksi ylikulkumenetelmän ongelmista on se jäljelle jäävä valtaosa, 99% tähdistä, joiden planeetat jäävät havaitsematta, koska ne eivät kulje radallaan tähtensä editse. Siksi ylikulkumenetelmällä ei voida havaita Aurinkokuntaa lähinnä sijaitsevia eksoplaneettoja — sadasta lähimmästä planeettakunnasta vain keskimäärin yksi on havaittavissa. Lähimmät ylikulkumenetelmällä havaitut planeetat kiertävätkin tähteä HD 219134 noin 21 valovuoden päässä.

Ylikulkumenetelmällä on muitakin rajoitteita. On kyettävä tuijottamaan valittua kohdetta tai niiden joukkoa keskeytyksettä, pitkiä aikoja. Vain tuntien pituisten planeettojen ylikulkujen havaitseminen on äärimmäisen vaikeaa, koska niiden kiertoajat mitataan suotuisimmillaankin päivissä tai kymmenissä päivissä.

Planeettojen ylikulkujen havaitsemiseen vaaditaan runsaasti puhdasta tuuria. Maan päällä planeettamme pyörähtäminen estää tehokkaasti luotettavat ylikulkujen etsinnät, koska kohteet siirtyvät taivaalla pois näkyvistä aina 24 tunnin sykleissä. Puolta taivaasta ei voida havaita, koska Auringon puolella päivänvalo tekee tähtitieteellisistä havainnoista mahdottomia. Maan vuotuinen kierros Auringon ympäri estää vuorollaan eri taivaan osien havainnot. Ongelmia tuottavat myös ilmakehän vesihöyry ja ajoittainen pilvisyys, joka sulkee optisen ikkunan taivaalle kokonaan. Myös Kuun sattuminen lähelle havaintokenttää nostaa taustavalon määrän liian suureksi tarkoille havainnoille — erityisesti Kuun ollessa täysi. Maan päältä on siten mahdotonta havaita ainuttakaan tähteä yhtäjaksoisesti, pitkiä aikoja, jotta voitaisiin etsiä luotettavasti planeettojen ylikulkuja. Avaruudessa on toisin.

Eksoplaneetan ylikulun luotettavaan havaitsemiseen ei yleensä riitä yksi tunnettu ylikulkutapahtuma. Yksittäinen tähden näennäinen himmeneminen voi johtua jostakin muustakin ilmiöstä, kuten taustataivaan vuorotellen toistensa eteen kiertävistä kaksoistähden komponenteista tai vaikkapa suuresta tähdenpilkusta, joka pyörähtää vuoroin esiin ja vuoroin tähden taakse. On havaittava mieluiten kolme ylikulkua, jotta saadaan kaksi mittausta ratajaksosta ja voidaan varmistua sen pysyneen samana.

Kahden ylikulun havaitseminen ei sekään riitä. Kyseessä voivat olla yksittäiset kahden eri planeetan ylikulut. Silloin menetelmällä havaittavien planeetojen kiertoajoilla on yläraja. Esimerkiksi Kepler avaruusteleskoopin toiminta-ajaksi suunniteltiin 3.5 vuotta. Se olisi rajoittanut planeettojen havainnointia siten, että kappaleet, joiden kiertoaika on noin 400 päivää tai enemmän jäisivät armotta havaitsematta riittävällä varmuudella. Teleskoopin toiminta-aika valittiin sitä silmälläpitäen, että Maata kooltaan ja kiertoratansa ominaisuuksilta muistuttavien planeettojen havaitseminen olisi mahdollisuuksien rajoissa.

Suuremmat planeetat ovat luonnollisesti helpompia havaita kuin pienemmät, jotka himmentävät tähteään vähemmän kulkiessan niiden editse. Tähtensä nopeasti kiertävät planeetat taas tuottavat useamman havaittavissa olevan ylikulun samassa ajassa. Ylikulkumenetelmä on siten parhaimmillaan, kun havaitaan kuumia Jupitereita, jättiläismäisiä planeettoja, jotka kiertävät tähtensä nopeasti, aivan niiden pinnan vieressä. Mutta menetelmä soveltuu vain satunnaisiin kohteisiin, joissa planeettojen ratataso sattuu olemaan sopiva. Sillä ei voida varmistaa muilla menetelmillä havaittujen planeettojen olemassaoloa kuin vain hyvin harvoissa, onnekkaissa tapauksissa.

Havaintomenetelmien herkkyys vaikuttaa havaittujen planeettojen määrään ja ominaisuuksiin voimakkaasti. Saamme niiden vääristävän linssin avulla vinoutuneen kuvan galaktisen lähinaapurustomme planeetoista ja planeettakunnista. Mutta vääristymää voidaan myös korjata — tuntemalla havaintomenetelmän herkkyys eri kokoisille planeetoille erilaisilla radoilla, voidaan arvioida eri kokoisten planeettojen todellinen määrä erilaisilla kiertoradoilla. Kaikista vääristymistä huolimatta, olemme saaneet valtavasti tietoa paikallisesta eksoplaneettapopulaatiosta vain etsimällä planeettoja ja pitämällä kirjaa etsintämenetelmiemme herkkyydestä ja rajoitteista.

Oudot jättiläiset oudoilla radoilla

Päätelmät planeetttojen luonteesta ja yleisyydestä joudutiin tekemään perustuen radiaalinopeushavaintoihin ennen Kepler-avaruusteleskoopin laukaisua vuonna 2009. Radiaalinopeusmenetelmällä tehdyistä planeettahavainnoista on saatu runsaasti tietoa erilaisista planeettatyypeistä (Kuva 1.). Koska jättiläisplaneettojen havainnointi on helpointa, massaltaan Jupiterin ja Saturnuksen suuruiset kappaleet olivat ensimmäisiä planeettoja, joita onnistuttiin löytämään. Mutta ne eivät muistuttaneet juuri lainkaan oman aurinkokuntamme tuttuja jättiläisiä.

Ensimmäiset havaitut eksoplaneetat kuuluivat omituiseen kuumien jupiterien luokkaan — ne ovat jättiläisplaneettoja, joita ei pitänyt olla olemassakaan, kiertämässä tähtiään vain muutamassa päivässä, aivan tähtensä pintaa viistäen. Kuumat neptunuksenkokoiset planeetat ovat myös helposti havaittavissa mutta loistavat, muutamaa poikkeusta lukuunottamatta, poissaolollaan — aivan kuin jokin kosminen voima estäisi niitä muodostumasta. Se kosminen voima on aika. Kuumat Neptunukset menettävät kaasukehänsä tähtien puhaltaessa ne avaruuteen ja muuttuvat pelkiksi karrelle palaneiksi kivisiksi ytimiksi, kuumiksi supermaapalloiksi (Kuva 1.).

Nopeasti kävi myös ilmi, että kauempana tähdestään sijaitsevat viileät ja kylmät jättiläisplaneetat ovat usein hyvin soikeilla kiertoradoilla, joilla niiden etäisyys tähdestä vaihtelee huimasti jo yhden ratakierroksen aikana. Näitä planeettoja kiertää Aurinkokunnan lähitähtiä radoilla, joiden ratajakso on viidestäkymmenestä päivästä aina kymmeniin tuhansiin — Jupiter ja Saturnus sopivat siksi tähän planeettojen joukkoon mainiosti, joskin niiden radat ovat omituisen tarkasti ympyränmuotoisia suhteessa joukon muihin jättiläisiin.

Planeettojen väliset vuorovaikutukset ovat tyypillisesti syynä eksoplaneettojen soikeisiin ratoihin. Vain noin pari prosenttia jättiläisplaneetoista on kiertämässä tähteään Jupiterin ja Saturnuksen tapaan kaukana, usean AU:n päässä, lähes ympyräradalla. Sellaiset järjestelmät ovat hyviä kandidaatteja Aurinkokunnan kaltaisiksi planeettakunniksi. Ne ovat vain valitettavan harvinaisia.

Planeettakuntien syntyhistorioiden tapahtumat ovat vastuussa jättiläisplaneettojen ratojen havaitusta monimuotoisuudesta. Mukana on oleellisesti kaksi planeettojen ratoihin vaikuttavaa tekijää: nuoren, vastasyntyneen tähden ympärille muodostuvan kertymäkiekoksi kutsutun kaasukiekon vuorovaikutus planeettojen ratojen ominaisuuksien kanssa ja planeettojen oma vetovoima. Siten fysikaaliset reunaehdot tuottavat erilaisten planeettojen luokkia, joita ovat jättiläisplaneetoille karkeasti kuumat jupiterit sekä ”klassiset jättiläisplaneetat”. Jupiter ja Saturnus kuuluvat näistä jälkimmäiseen joukkoon, vaikka valtaosa klassisista jättiläisistä onkin soikeilla kiertoradoilla. Mitään tästä emme kuitenkaan tienneet ennen eksoplaneettojen aikakauden alkua. Valtaosa tutkijoista arveli Jupiterin ja Saturnuksen olevan malliesimerkkejä kaasuplaneetoista maailmankaikkeudessamme ja se vaikutti siihen, miten planeettoja 1980- ja 1990-luvuilla, ja vieläkin sitä aiemmin, etsittiin.

---

Jättiläisplaneetat syntyvät tähtien kiertoradoilla, kun pölyhiukkaset takertuvat toisiinsa ja muodostavat aina vain suurempia, kasvavia komplekseja, joihin uudet pölyhiukkaset takertuvat. Pölyksi kutsutaan tässä yhteydessä atomeja ja molekyylejä, joista koostuva aines pysyy kiinteässä muodossaan. Lähellä tähteä metallit ja silikaatit muodostavat pölyhiukkaset mutta kauempana, niin kutsutun ”jäärajan” takana lämpötilat ovat riittävän matalia, jotta myös vesimolekyylien joukot ovat kiinteitä hiukkasia. ne muodostavatkin valtaosan aineksesta, josta jättiläisplaneettojen ytimet koostuvat — siksi jättiläisplaneettojen ei katsota voivan muodostua jäärajan, eli noin 2-3 AU:n etäisyyden, sisäpuolella auringonkaltaisten tähtien ympärillä.

Pöly jatkaa hidasta kasautumistaan tuhansia vuosia. Hiukkaset kasvavat aina vain suuremmiksi ja lopulta syntyneet kappaleet ovat metrien ja satojen metrien kokoluokassa. Kappaleet myös törmäilevät ja syntyy aina vain suurempia kiertolaisia. Lopulta alkunsa saa kourallinen protoplaneetoiksi kutsuttuja kappaleita, jotka ovat kooltaan kääpiöplaneettojen Ceres ja Pluto kokoluokkaa, yli kaksituhatta kilometriä halkaisijaltaan, ja niin massiivisia, että ryhtyvät hakeutumaan hydrostaattiseen tasapainotilaan. Niiden oma gravitaatio saa aineksen erottumaan siten, että raskaampi materiaali ryhtyy vajoamaan kohti ydintä prosessissa, jossa vapautuu lämpöä. Ensimmäiset planeetat ovat syntyneet.

Mutta muodostumisprosessi ei pääty, vaan kiihtyy. Suurimmat protoplaneetat häiritsevät vetovoimallaan läheisillä kiertoradoilla olevia pienempiä kappaleita, mikä aikaansaa lisää törmäyksiä, joiden seurauksena protoplaneetat kasvavat entisestään. Jäärajan ulkopuolella, jossa jäät ovat kiinteinä aineina ja materiaa on eniten, protoplaneetat saavuttavat lopulta 10-20 kertaa Maapallon massan. Silloin niiden kehityksessä alkaa uusi vaihe ja ne saavat tulevaisuuden jättiläisplaneettojen ytiminä.

Tähteä ympäröivä kaasukiekko tarjoaa lisää materiaalia planeettojen kasvuun. Jättiläisplaneetat muodostuvat, kun massiiviset protoplaneetat ryhtyvät vetämään puoleensa kaasumaista kertymäkiekon materiaa vetovoimansa avulla. Niiden kasvulla on silloin rajana vain kiekossa olevan materian määrä ja ne kasvavat massiivisiksi Jupiterin kokoisiksi planeetoiksi tai vieläkin suuremmiksi jättiläisiksi. Näiden jättiläisten varjossa syntyvät pienemmät planeetat, kiviset maapallot ja supermaapallot, joita on universumissa lähes kaikkialla.

Monenlaiset pikkuplaneetat

Maankaltaisilla planeetoilla tarkoitetaan tavallisesti kooltaan tai massaltaan Maan kokoluokkaan kuuluvia kivisiä planeettoja. Mutta sellaiset planeetat voivat olla erilaisilla radoilla ja kiertämässä erilaisia tähtiä. Ne voivat olla kuumia tai kylmiä, vapaasti pyörähteleviä tai pyörimiseltään lukkiutuneita, yksin tai tiheästi pakatuissa planeettakunnissa ja joskus, jopa elämän vyöhykkeeksi kutsutulla etäisyydellä tähdestään, jolla planeettojen pintalämpötilat mahdollistavat nestemäisen veden esiintymisen.

Ylivoimaisesti suurin osa tunnetuista eksoplaneetoista on kuitenkin karkeasti kuumiksi supermaapalloiksi luokiteltavia kappaleita (Kuva 2.). Niitä on kiertämässä käytännöllisesti katsoen jokaista tähteä, ja niiden kiertoratojen periodit vaihtelevat päivästä noin sataan päivään. Kooltaan kyseiset planeetat ovat puolesta Maapallosta noin neljään, joskin sitä suurempia planeettoja on myös suhteellisen runsaasti lähitähtien kiertoradoilla. Aurinkokunnan planeetoista yksikään ei varsinaisesti kuulu tähän planeettojen joukkoon, mutta syynä voi olla vain se, että niistä yksikään ei olisi ollut helposti Kepler-avaruusteleskoopin havaittavissa. Tarkempi tarkastelu kuitenkin osoittaa, että planeetat ovat vielä tätäkin monimuotoisempia.

Vaikka kaksi kertaa Maapallon kokoinen planeetta voi hyvinkin olla edelleen kivinen pinnaltaan, ja siten ominaisuuksiltaan maapallon kaltainen, suuremmat kappaleet ovat jotakin aivan muuta. Kaksi kertaa maapallon kokoinen kappale, jolla on maapallon kanssa sama koostumus, on massaltaan noin kahdeksankertainen supermaapallo. Se on niin massiivinen, että sen pintaa peittää luultavasti paksu kaasuvaippa, jonka pohjalla olevan kivipinnan päällä paksun kaasumeren kuumuus ja paine ovat niin suuria, että olosuhteet muistuttavat lähinnä valtaisaa painekattilaa Maapallon sijaan. Jos kaasukehä on primitiivistä hiilidioksidista koostuvaa tyyppiä, jollainen Maan kaasukehä oli sen ollessa nuori ja Marsin ja Venuksen kaasukehät ovat edelleen, kasvihuoneilmiö pääsee voimistumaan valtavaksi tuottaen pinnalle muservatan paineen lisäksi valtaisan kuumuuden, jossa kivinen pinta sulaa. Sellaiset planeetat eivät selvästi ole otollisia paikkoja ainakaan elämän etsimiseen.

Vieläkin suuremmat kappaleet taas omaavat huomattavasti paksummat kaasuvaipat, kuten vajaan neljän Maapallon kokoinen Neptunus, joka on massaltaan noin 17 maapalloa. Kepler-avaruusteleskoopin havaitsemaan planeettojen joukkoon kuuluu siis valtava kirjo kappaleita Maapalloa pienemmistä kaasukehättömistä kivenmurikoista massiivisiin, kuumiin neptunuksenkaltaisiin kaasuplaneettoihin. Näiden joukossa on muutama erittäin mielenkiintoinen, joskin osittain hypoteettinen, planeettojen luokka.

Aavikkoplaneetat

Suuri osa, jopa yli puolet, potentiaalisesti elinkelpoisista kiviplaneetoista saattaa olla niin sanottuja aavikkoplaneettoja (2). Ne ovat karuja, kuivia planeettoja, joiden pinnalla ei esiinny vettä suurina valtamerinä, kuten Maapallolla. Aavikkoplaneettojen arvellaan voivan olla jopa elinkelpoisia. Silloin veden ja vesihöyryn merkkien puute kivisistä, pienikokoisista eksoplaneetoista tehdyissä havainnoissa, ei tee niistä automaattisesti täysin elinkelvottomia. Ne voivat säilyttää joitakin maankaltaisia ominaisuuksia jopa niinkin lähellä auringonkaltaisia tähtiä kuin Aurinkokunnan planeetta Merkurius, jonka etäisyys Auringosta on vain 0.38 AU. Sellaisessa tilanteessa aavikkoplaneettojen elinkelpoisuuden edellytys tosin on niiden voimakas heijastavuus, joka estäisi planeettoja kuumenemasta pinnoiltaan liikaa. Toisessa ääripäässä pienet planeetat, jotka eivät aivan kykene ylläpitämään paksua kaasukehää, ovat kylmiä aavikkoplaneettoja. Oman järjestelmämme planeetta Mars on hyvä esimerkki sellaisesta. Eksoplaneetoista kaikkein lähin naapurimme, Proxima b, voi olla samalla lähin esimerkki lämpimästä aavikkoplaneetasta kiertämässä toista tähteä.

Monet tähtiään lähellä kiertävät kiviplaneetat kuuluvat aavikkoplaneettojen luokkaan. Mutta ollessaan liian lähellä tähtiään, voimakas säteily ja hiukkastuuli voivat miljoonien vuosien kuluessa riisua pienet planeetat kaasukehistään, puhaltaen ne avaruuteen ja jättäen jäljelle vain kuumat ja elottomat pinnat. Ne ovat todellisia aavikkoplaneettoja — planeettoja, joiden paljailla, karuilla pinnoilla vain voimakas säteily ja hiukkastuuli hiljalleen hajottaa pinnan mineraalien rakennetta. Ne eivät kärsi eroosiosta, koska tuulen ja veden vaikutusta ei ole. Vain satunnaiset meteorit iskeytyvät paahtuneelle pinnalle jättäen jälkeensä ikuisesti törmäyksistä muistuttavat kraaterit kuten Merkuriuksen tai Kuun pinnoilla. Sellaisilla planeetoilla ei varmasti elä mikään.

Meriplaneetat

Toinen mielenkiintoinen planeettojen kategoria on syvän, yhtenäisen valtameren peittämät meriplaneetat. Sellaisten planeettojen pienoismalleja esiintyy Aurinkokunnassa, joskin ne ovat kaikki kaukana Auringosta ja kiertoradalla jättiläisplaneettojen ympäri Aurinkokunnan ulko-osissa. Esimerkiksi Jupiterin kuista Europa, Ganymedes ja Kallisto ovat kuin pikkuisia meriplaneettoja, vaikka eivät varsinaisesti planeettoja olekaan. Niitä kuitenkin peittää kymmenien, jopa satojen kilometrien paksuinen vesikerros, joka tosin on pinnaltaan jäässä kaukana Auringon lämmöstä.

Meriplaneettojen kanssa yhteensopivia keskitiheyksiä tunnetaan useilta eksoplaneetoilta. Yksi parhaista esimerkeistä on vain noin 47 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnasta sijaitseva punaista kääpiötähteä Gliese 1214 kiertävä planeetta. Gliese 1214 b on massaltaan noin 6.6 kertaa Maapallon kokoinen ja halkaisijaltaan noin 2.7 kertainen. Se on siten keskitiheydeltään vain noin kolmanneksen Maapallon keskitiheydestä, mikä tarkoittaa, että suuri osa planeetasta koostuu kiveä kevyemmästä aineksesta. Vaikka Gliese 1214 b:n kaasukehä voikin olla paksu, mikä osaltaan selittäisi sen pientä tiheyttä, planeettaa peittävä, syvä valtameri on erittäin todennäköinen syypää sen matalaan tiheyteen.

Gliese 1214 b on luultavasti paksun vesipitoisen kaasukehän peittämä mutta sen valtavassa paineessa, syvällä planeetan sisäosissa, vesi esiintyy jokseenkin erikoisessa olomuodossa ionisoituna plasmana. Elämän edellytykset eivät siis täyty Gliese 1214 b:n pinnalla muta se osoittaa, että vesiplaneettoja on olemassa jo aivan kosmisessa lähinaapurustossamme. Jos ne olisivat Gliese 1214 b:tä pienempiä, niiden meressä voisi hyvinkin uiskennella omituisia valtamerielämään sopeutuneita elämänmuotoja.

Jääplaneetat

Tähden säteily heikkenee kääntäen verrannollisena etäisyyden toiseen potenssiin. Se on vain matemaattinen tapa ilmaista, että kauempana on kylmempää. Jotkut planeetat ovat niin kaukana kiertämistään tähdistä, että niiden pinnalla ei voi virrata nestemäistä vettä, koska se on kaikki jäätynyt. Ainuttakaan eksoplaneettaa, jolla olisi jäinen pinta, ei ole onnistuttu havaitsemaan ja varmistamaan jääpeitteiseksi mutta niitä on varmasti runsaasti Linnunradassa.

Jääplaneetat ovat varmuudella yleisiä. Niiden miniatyyriversioita on runsaasti jo omassa Aurinkokunnassamme, jättiläisplaneettojen kuina ja Pluton kaltaisina jäisinä kääpiöplaneettoina, Neptunuksen radan tuolla puolen. Vesi on maailmankaikkeuden yleisin yhdiste ja sitä esintyy aivan kaikkialla — lukuunottamatta aivan planeettakuntien kuumia sisäosia, joista tähtien säteily on haihduttanut sen pois. Pienet planeetat taas muodostuvat herkästi ja esiintyvät yleisesti tiukkaan pakatuissa planeettakunnissa, jossa kappaleiden radat ovat vieri vieressä. Monet näistä planeetoista koostuvat suurista määristä vettä ja osa niistä on niin kaukana tähdestään, että vesi jäätyy. Mitään muuta ei tarvita.

Jääplaneetoilla voi olla kaasukehä mutta niitä yhdistävä piirre on paksu jääkuori, jonka alla velloo syvä valtameri. Sellaiset valtameret pysyvät nestemäisinä planeetan metalleista ja silikaateista koostuvassa ytimessä tapahtuvan radioaktiivisen hajoamisen tuottaman lämmön ja läheisten taivaankappaleiden vuorovesien aiheuttaman kitkalämmön avulla. Elämää voisi esiintyä sellaisissa merissä.

Olemme saattaneet jo löytää useita jääplaneettoja — emme vain voi varmistua niiden ominaisuuksista ja koostumuksesta riittävällä varmuudella. Lähin jääplaneetta saattaa löytyä läheisestä Kapteynin tähden planeettakunnasta vain vajaan 13 valovuoden päästä — se on tähti, joka on luultavasti peräisin toisesta, Linnunrataan kauan sitten sulautuneesta galaksista. Meillä ei kuitenkaan ole vielä keinoja tutkia järjestelmän supermaapalloiksi luokiteltavien planeettojen ominaisuuksia.

Silmäplaneetat

Eräs Maan pyörimisliikkeeseen tottuneille vieras planeettatyyppi on niiden planeettojen joukko, joiden pyöriminen ja kiertoaika on synkronoitu. Sellaisia on suunnilleen jokainen niistä pienistä planeetoista, jotka kiertävät tähtensä vain muutamassa tai muutamassa kymmenessä päivässä. Tähden voimakkaat vuorovesivoimat saavat satojen miljoonien vuosien kuluessa sitä lähellä kiertävien planeettojen pyörimisen lukkiutumaan kiertoaikaan siten, että ne näyttävät aina saman puolen tähdelleen. Vuorovesivoimat muokkaavat hiljalleen pyörimistä kunnes se lukkiutuu — kyse on vain siitä, että järjestelmä hakeutuu tasapainotilaan. Planeetan lukkiuduttua, vuorovesivoimat eivät jatkuvasti muokkaa sen pintaa, vaan tähden vetovoima pysyy likimain vakiona planeetan eri puolilla ja on saavutettu aiempaa stabiilimpi tila. Esimerkiksi Kuu tarjoaa ilmiöstä mainion esimerkin, vaikkei planeetta olekaan.

Mielenkiintoiseksi tilanne muuttuu, jos kyseessä on meriplaneetta. Silloin tähden säteily lämmittää planeetan toisen puolen ja pitää sen sulana saaden veden haihtumaan voimakkaasti, kun taas toisella puolella voi esiintyä paksulti jäätä. Puoliskojen väliin saattaa silloin muodostua lauhkea vyöhyke, jossa elämä pääsee kukoistamaan. Planeetta näyttää kuin jättiläismäiseltä avaruudessa vaeltavalta silmältä, jonka katse on kiiinnittynyt tähteensä.

Pallonpuoliskojen valtaisat lämpötilaerot kuitenkin pyrkivät tasautumaan, ja voimakkaat tuulet kuljettavat kuumaa vesihöyryä lauhkealle vyöhykkeelle. Jäähtyessään, höyrystä syntyy sadetta ja lauhkea vyöhyke voikin olla jatkuvien monsuunisateiden kourissa. Lämpötilaerot aiheuttavat myös voimakkaita merivirtoja, jotka tasaavat lämpötilaa eri puolilla planeettaa. Valon määrä ei kuitenkaan muutu. Silmäplaneettojen toinen puoli on ikuisessa valossa ja toinen ikuisesti pimeä. Siinä välissä, lauhkealla vyöhykkeellä, taas on ikuinen aamuhämärä, jos tähden näkeminen vain on kaikkien sadepilvien alta mahdollista.

Monet aavikkoplaneetat voivat myös olla silmäplaneettoja. Aavikkoplaneetan voi tehdä elinkelpoiseksi juuri se, että lauhkealla vyöhykkeellä voi esiintyä hiukan nestemäistä vettä, vaikka planeetan päivän puolella kuumuus olisikin jatkuvasti liian polttavaa nestemäisen veden, ja siten elämän, esiintymiselle.

---

Planeettojen metsästäjiä on jo kauan kiehtonut ajatus mahdollisuudesta löytää ominaisuuksiltaan maankaltaisia planeettoja. Vaikka maan kokoista ja massaista planeettaa ei olekaan löytynyt kiertämässä maankaltaisella radalla auringonkaltaista tähteä, tunnemme runsaasti mielenkiintoisia eksoplaneettoja, joita voidaan pitää ainakin jonkinasteisina kandidaatteina eläviksi planeetoiksi.

Pohjimmiltaan kaikki pienet planeetat koostuvat vain raudasta, silikaateista ja vedestä. Kaasuplaneetat puolestaa ovat haalineet vetovoimansa avulla itselleen vedystä ja heliumista koostuvan paksun kaasuvaipan. Pohjimmiltaan pienet planeetat jakautuvat kivisiin maapalloihin ja supermaapalloihin sekä paksun kaasuvaipan omaaviin minineptunuksiin ja neptunuksiin. Ne ovat luultavasti fysikaalisestikin erillisiä luokkia, koska havainnoissa näkyy kaksi kokoluokkaa, joiden välillä on vähemmän planeettoja. Luokkien välinen raja on noin kaksi kertaa Maan kokoisissa planeetoissa, joita on vähemmän kuin sitä suurempia minineptunuksia ja pienempiä supermaapalloja (Kuva 3.). Mutta mitään tarkkoja rajoja planeettojen eri luokilla ei ole. On vain erilaisia ominaisuuksia, joiden jatkumon johokin osaan kaikkien planeettojen ominaisuudet osuvat (Kuva 3.). Aurinkokunnan planeetat tarjoavat näytille vain pienen murusen siitä planeettojen kirjosta, joka löytyy jo aivan lähimpien tähtien kiertoradoilta.

Ei ole olemassa vain yhtä tapaa luokitella eksoplaneettoja. Luokitukset ovat aina tarkoituksenmukaisia ja subjektiivisia, ja ne tehdään jostakin tietystä näkökulmasta. Voi olla hyödyllistä luokitella planeettoja niiden koon mukaan, koska koko on ylikulkumenetelmällä mitattavissa oleva parametri. Toisinaan planeettoja luokitellaan koostumuksen mukaan, kuten kuvassa 3., jossa eri käyrät kuvastavat erilaista keskimääräistä koostumusta. Itse olen käyttänyt luokitusta, jossa määrittävänä tekijänä on planeetan massa — se on parametri, joka on saatavilla radiaalinopeushavainnoista.

Eksoplaneetat ovat kuitenkin todellisuudessa vielä oudompia kuin niiden yleisimpien tyyppien tarkastelu antaa odottaa. On lähes puhtaasta raudasta koostuvia, jopa kolme kertaa Maata tiheämpiä planeettoja, kuumia, yli 6000°C lämpötilaan tähden voimakkaassa säteilyssä kuumenneita kappaleita, planeettoja joiden kaasukehässä sataa rautaa ja planeettoja, jotka ovat matkanneet aivan naapuriimme toisesta galaksista. Niiden joukossa on varmasti myös Maapallon planetaarisiin olosuhteisiin sopeutuneille ihmisapinoille tutulta näyttäviä maailmoja, joissa elämä voisi kukoistaa, jos sitä vain on päässyt syntymään.

---

Riisuttu kiertolainen

19.8.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Synty ja kehitys

Olemme tottuneet siihen, että planeetat näyttävät aina samoilta. Aikojen saatossa ne eivät muutu, kuten eivät muutkaan tähtitaivaan kohteet. Planeetat tosin siirtyvät hitaasti taivaalla kiertäessään Maan tavoin Aurinkoa. Siihen viittaa jo sanan ’planeetta’ etymologia — sana tulee antiikin Kreikasta ja on alkujaan tarkoittanut taivaan vaeltajaa. Tuhansien vuosien ajan planeettojen liike olikin likimain ainoa muutos, jota taivaalla kyettiin havaitsemaan muutamaa paljain silmin näkynyttä poikkeuksellista komeettaa ja supernovaa lukuunottamatta.

Mutta planeetat ja planeettakunnat eivät ole muuttumattomia. Sen havaitsi jo Galileo Galilei, tarkkaillessaan yhdellä maailmanhistorian ensimmäisistä kaukoputkista Jupiteria. Galilein löytö oli kokonainen Jupiteria kiertävien kuiden kokoelma, jonka näkeminen ei ollut mahdollista ilman optisia laitteita. Nykyään tiedämme, että Jupiter paimentaa omaa moninaista ja värikästä kuiden ja renkaiden järjestelmäänsä, joka on kuin planeettakunta pienoiskoossa. Itse Jupiterin kaasukehäkin on dynaaminen, kaoottinen järjestelmä, joka on ainaisessa muutoksessa, vaikka yksi sen huomattavimpia piirteitä, suureksi punaiseksi täpläksi kutsuttu valtaisa pyörremyrsky, onkin ainakin satoja vuosia vanha pitkäikäinen muodostelma.

Planeetat elävät myös radikaalimmilla tavoilla. Mars on ollut vetinen, pohjoiselta puoliskoltaan valtameren peittämä maailma, joka muistutti Maapalloa ja tarjosi luultavasti jopa elämän syntyyn vaadittavat olosuhteet. Mars on kuitenkin kooltaan pieni, vain noin puolet maasta. Siksi planeetan ydin viileni, geologinen aktiviteetti, tektoninen toiminta, jos sitä oli, ja magneetttikenttä hiipuivat ja valtaosa kaasukehästä haihtui avaruuteen planeetan kuivuessa ja jäähtyessä karuksi ja kylmäksi kappaleeksi. Nykyisellään Marsin vesi on routana maaperässä ja kaasukehä on pelkkä ohut hiilidioksidivaippa planeetan ympärillä.

Maa itse on muuttunut vuosimiljardien saatossa ehkäpä vieläkin radikaalimmin. Vaikka laattatektoniikka ja eroosio uudistavat ja muokkaavat jatkuvasti Maapallon pintaa ja pitävät sen verrattaen nuorena, Maan ilmakehä on kokenut radikaaleja muutoksia. Merkittävimmän muutoksen aiheutti elämä, joka sopeutuessaan planeetan olosuhteisiin ryhtyi tuottamaan rakennusaineita ja energiaa varastoiden Auringon energiaa kemialliseksi energiaksi. Fotosynteesin kehittymisen myötä varhaiset sinilevät ryhtyivät pumppaamaan yhteyttämisessä syntyvää kuona-ainetta, vapaata happea, kaasukehään kyllästäen sen happimolekyyleillä. Happi muutti kaasukehämme ja planeettamme.

Ilmakehän hapettumisen aiheuttama muutos oli valtava. Runsaat kaksi miljardia vuotta sitten käynnistynyt suuri hapettumistapahtuma vaikutti koko planeetamme geokemiaan vapaan hapen sitoutuessa meriin liuenneeseen rautaan ja saostuessa ruosteena merten pohjiin malminakin louhittaviksi rautakerrostumiksi. Myös elämä koki valtavia muutoksia myrkyllisen vapaan hapen tuotettua hapettomiin olosuhteisiin tottuneelle pelkistä mikrobeista koostuneelle biosfäärille valtavia ongelmia. Juuri hapen aiheuttaman stressin ja evolutiivisen valintapaineen myötä syntyivät luultavasti myös eukaryooteiksi kutsutut bakteerien ja arkeonien hybridisolut, jotka oppivat käyttämään ilmakehän vapaata happea reagenssina aineenvaihdunnassaan, mikä puolestaan mahdollisti tehokasta energiantuotantoa vaativan monisoluisen elämän sekä pitkät ravintoketjut ja siten koko nykyisen biodiversiteetin.

Vaikka suuren hapettumistapahtuman kaltaiset muutokset voitaisiin havaita jopa eksoplaneetoilla, jos niiden koostumusta päästäisiin tutkimaan suoran kuvaamisen avulla, Aurinkokunnan planeetat ovat muuttuneet ulkonäöltään vieläkin rajummin historian saatossa.

Havaittaessa Saturnusta eri aikoina, näyttää kuin sen renkaat ajoittain katoaisivat kokonaan näkyvistä. Syynä on se, että renkaat ovat paksuudeltaan keskimäärin vain 20 metriä ja renkaiden ollessa kohtisuoraan taivaan tasoa vastaan, niiden havaitseminen ei ole mahdollista. Se on kuitenkin vain näennäinen muutos — itse renkaat ovat vain alle 100 miljoonaa vuotta vanhoja, joten ne ovat nuori piirre vanhan planeetan kiertoradalla. Saturnuksen koko ulkonäkö on siis muuttunut hyvinkin radikaalisti aivan tähtitieteellisessä lähihistoriassa.

---

Eksoplaneettoihin ajatus planeettojen muuttumattomuudesta sopii tietyin reunaehdoin. Koska eksoplaneettojen havainnointi paljastaa nykyisellään vain hyvin vähän niiden ominaisuuksista, on järkevä yksinkertaistus luottaa siihen oletukseen, että niiden ominaisuudet eivät muutu havaittavissa määrin kuukausien tai korkeintaan parin vuosikymmenen havaintojakson aikana. Vaikka joissakin planeettakunnissa kappaleiden keskinäiset vetovoimat muuttavat planeettojen ratoja aavistuksen, joskus jopa havaittavasti, eivät planeettojen fysikaaliset ominaisuudet muutu havaintojen aikaskaalassa. Nekään eivät kuitenkaan aina pysy vakioina.

Vuosimiljoonien ja -miljardien saatossa planeettojen radat muuttuvat. Lähes jokainen planeettakunta, Aurinkokunta mukaan lukien, on pohjimmiltaan kaoottisessa tilassa, jossa pienilläkin muutoksilla planeettojen paikoissa ja nopeuksissa voi olla valtavia seurauksia tulevaisuudessa. Aurinkokunta ja muut planeettakunnat eivät ole hajoamassa kaoottisuuteensa lähitulevaisuudessa mutta miljardien vuosien aikana niiden planeettojen ratoihin tulee valtaviakin muutoksia johtaen aina planeettojen lähiohituksiin ja törmäyksiin, sekä niiden sinkoutumiseen pois tähtensä vetovoiman piiristä.

Muutokset radassa vaikuttavat aina planeettojen fysikaalisiin ominaisuuksiin, koska etäisyys tähdestä määrittää planeetan pinnalle saapuvan tähden säteilyn määrän ja siten planeettojen pintalämpötilat. Radan soikeus puolestaan vaikuttaa voimakkaasti vuodenaikaisvaihteluiden suuruuteen. Joidenkin planeettojen radat ovat muuttuneet niiden historian saatossa äärimmäisillä tavoilla.

Ensimmäiset auringonkaltaisia tähtiä kiertävät eksoplaneetat yllättivät kaikki. Ne olivat massiivisia kaasujättiläisiä mutta kiersivät tähtensä hyvin nopeasti, vain muutamassa päivässä, tähden pintaa viistäen. Aurinkokuntaan suhteutettuna, sellaiset planeetat olisivat kiertoradalla, joka on Merkuriuksen radan sisäpuolella ja ne kylpisivät Auringon voimakkaassa säteilyssä, joka kuumentaisi niiden pinnat tuhansien asteiden lämpötiloihin.

Ensimmäisen tunnetun esimerkin 51 Pegasi b mukaan, näitä kuumia Jupitereita kutsutaan joskus pegasilaisiksi planeetoiksi. Uuden planeettaluokan löytöä vain varjosti se pieni ongelma, että niitä ei pitänyt olla lainkaan olemassa. Kun planeetat syntyvät tähteä ympäröivästä kaasua ja pölyä sisältävästä kertymäkiekosta, niiden ytimet kasvavat ja hehittyvät lopulliseen muotoonsa keräämällä aluksi itseensä metalleista, silikaateista ja jäistä koostuvaa pölyä. Myöhemmin, saavutettuaan muutaman Maapallon suuruisen massan, planeetta ryhtyy vetämään gravitaationsa avulla itseensä kaasua muodostuen lopulta kaasujättiläiseksi. Mutta aivan lähellä tähteä ei voi olla riittävästi materiaa, jotta kaasujättiläiset voisivat syntyä. On siis vain yksi tapa selittää niiden olemassaolo. Ne ovat syntyneet kauempana ja muuttaneet.

Kaasuplaneetta voi muuttaa sen radan kutistuessa radikaalisti vaikkapa kertymäkiekon kaasun kitkavoimien vaikutuksesta. Aurinkokunnassa Jupiterin ja Saturnuksen radat ovat muuttuneet selvästi tällaisen prosessin seurauksena mutta ne eivät meidän onneksemme ehtineet lähelle Aurinkoa, sisempään Aurinkokuntaan, ennen kuin nuoren Auringon hiukkastuuli siivosi planeettakuntamme ylimääräisestä kaasusta. Kaasun ja samalla kitkavoimien haihduttua, planeetat jäivät nykyisille paikoilleen. Mutta kun jättiläisplaneetta muuttaa aurinkokunnan sisäosiin, koko järjestelmä kokee mullistuksen. Muuttava jättiläinen heilauttaa aggressiivisesti kaikkia sisempiä planeettoja radoiltaan, syösten valtaosan joko törmäyskurssille itsensä tai tähden kanssa tai ikuiselle matkalle planeettakunnan ulkopuolelle. Planeettakuntien alkuajat voivat olla äärimmäisen väkivaltaisia aikoja.

Asetuttuaan lähelle tähteä kuumaksi Jupiteriksi, kaasuplaneetat muuttuvat. Tähden voimakas säteily voi saada ne kiehumaan ja menettämään massaa, kun kaasua karkaa niiden vetovoimakentästä planeettojenväliseen avaruuteen ja pois planeettakunnasta tähtituulen mukana. Räikeimmissä tapauksissa valtaosa planeetan kaasuvaipasta voi karata lopulta avaruuteen, jättäen jälkeensä vain korvennetun ytimen, supermaan kokoisen metallien ja silikaattien muodostaman planeetan.

Useat suunnilleen jupiterinkokoiset planeetat, kuten 51 Pegasi b, pysyvät stabiileina lähellä tähteään ja niitä voidaankin havaita runsaasti. Neptunuksilla on toisin — näyttää siltä, että neptunuksenkokoisia planeettoja ei esiinny tähtien lähikiertolaisina. Sen sijaan, kuumat supermaapallot ja suunnilleen maapallonkokoiset planeetat ovat erittäin yleisiä lähitähtien kiertolaisina. Missä ovat kuumat Neptunukset?

Kuumat Neptunukset ovat muuttuneet. Kun neptunuksenkokoinen planeetta muuttaa ja sen rata kutistuu, planeetta joutuu aina vain lähemmäs tähteään ja kuumenee tähden säteilyn korventaessa planeetan pintakerroksia. Lopulta se on niin lähellä, että tähden intensiivinen säteily riittää haihduttamaan planeetan kaasukehää hiljalleen avaruuteen. Neptunusten vetovoima ei riitä pitämään kiinni kaasuvaipastaan ja lopputuloksena niistä jäävät jäljelle vain riisutut, paljaat metallien ja silikaattien muodostamat ytimet. Kuumat supermaapallot voivat syntyä neptunuksenkaltaisina paksun kaasuvaipan omaavina planeettoina mutta tähden säteily riisuu ne paljaiksi kiviplaneetoiksi aikojen saatossa.

Sen suurempaa muutosta mikään planeetta tuskin voi kokea tuhoutumatta muutosprosessissa kokonaan ja jättäen jälkiä, joita tähtitieteilijät voisivat havaita. Siksi kuumien Neptunusten havaitseminen on erittäin kiinnostavaa. Niitä tarkastelemalla voidaan tutkia planeettoja, jotka ovat käymässä läpi yhtä universumin voimakkaimmista planetaarisista muodonmuutoksista, mikä antaa runsaasti tietoa sekä planeettojen koostumuksesta että niiden muodostumisesta ja kehityksestä.

---

Planetaarinen eliömaantiede

5.8.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Eliömaantieteen perusasioihin kuuluvat havainnot elonkirjon muuttumisesta yksinkertaisten tekijöiden vaikutuksesta. Välillä puhutaan saarten eliömaantieteestä, koska tärkeitä havaintoja tehtiin ensimmäisenä juuri saaristoissa. Yksi pioneereista oli evoluutioteorian perusteisiin havaintojensa pohjalta päätynyt Alfred Wallace, joka tutki vuosien ajan lajikirjoa Malaijien saaristossa. Lainalaisuudet kuitenkin pätevät muihinkin tilanteisiin, joissa elinympäristöt ovat pirstaleisia ja lajien yksilöt joutuvat siirtymään elinalueelta toiselle vihamielisen ja lajille elinkelvottomien alueiden läpi.

Mitä suurempia elinkelpoiset saarekkeet ovat, sitä enemmän lajikirjoa ne sisältävät ja sitä suurempia populaatioita ne ylläpitävät. Mitä kauempana ne ovat mantereesta, mikä rinnastuu yleisemmässä tapauksessa suureen lajille sopivaa yhtenäiseen ympäristöön, sitä kapeampaa niiden lajikirjo, koska harvemmat lajit ovat onnistuneet muuttamaan perille. Syynä on yksinkertaisesti se, että muutto uudelle elinkelpoiselle alueelle onnistuu sitä todennäköisemmin mitä lähempänä se on.

---

Maapallo on kokonaisuutena vain yksinäinen saareke avaruudessa. Vastaavia fysikaalisilta ja geokemiallisilta olosuhteiltaan elämälle soveltuvia kappaleita on useita jo Aurinkokunnassa — omassa galaksissamme Linnunradassa niitä on vähintään miljardeja, ehkä jopa satoja miljardeja. Toisin kuin maapallon elinympäristöjen, elinkelpoisten planeettojen ja muiden taivaankappaleiden välillä matkustaminen on kertaluokkia vaikeampaa. Mutta mahdotonta se ei ole. Ei ainakaan mikrobeille.

Maa ei ole suljettu järjestelmä. Planeettamme vaihtaa jatkuvasti ainetta ja energiaa sitä ympäröivän avaruuden kanssa. Sen voi havaita omin silmin hakeutumalla jokin meteorikraaterin reunalle. Avaruuden kappaleet putoavat ajoittain Maan pinnalle dramaattisin ja helposti havaittavin seurauksin.

Liikennettä on myös toiseen suuntaan. Ne valtavat energiat, jotka vapautuvat, kun tähtitieteellisillä nopeuksilla liikkuvat kappaleet törmäävät Maahan, kiihdyttävät helposti ainesta nopeuksiin, jotka ylittävät Maan pakonopeuden. Silloin ainesta karkaa Maapallolta — ja sen mukana on aina mikrobeja, joita esiintyy lukemattomia aivan kaikkialla kilometrien korkeudesta ilmakehässä aina kilometrien syvyyteen kivisen maanpinnan alla. Vaikka maahan osuvien meteorien voimakkaat paineaallot kuumentavat kiviainesta lennättäessään sitä kiertoradalle, kaikki aines ei steriloidu lentäessään pois Maapallolta. Siten Maan elämän siementen kylväminen avaruuteen on aloitettu jo planeetan nuoruudessa, vuosimiljardeja sitten.

Todisteita planeettojen vaihtamasta materiasta ei tarvitse hakea kaukaa. Maahan on pudonnut runsaasti Marsista irronneita kiviä, jotka osoittavat aukottomasti, että kiviaines voi matkata luonnollisten prosessien seurauksena planeetalta toiselle. Ehkäpä kuuluisimman esimerkin tarjoaa luettelonimen ALH84001 saanut marsilainen meteoriitti, joka löytyi Etelämantereelta vuonna 1984. Samankaltaisten kappaleiden mukana, niiden sisäpuolella steriloivalta avaruuden säteilyltä suojattuna, lepotilassa olevat mikrobit voisivat hyvinkin kestää avaruusmatkan rasitukset. Kysymys on vain siitä, millä todennäköisyydellä kivenmurikat päätyvät olosuhteisiin, joissa niiden mukanaan tuoma elämä voisi kukoistaa.

Aurinkokuntakaan ei ole suljettu järjestelmä. Auringon lähinaapuruston tähdistä lähin on Proxima Kentauri mutta se on vain tämän hetken satunnainen tilanne. Tähdet eivät pysy paikallaan. Ne liikkuvat radoillaan galaksimme painovoimakentässä. Aikojen kuluessa useat tähdet tulevat Aurinkokunnan lähettyville ja poistuvat taas kauemmaksi Auringon kiertäessä radallaan Linnunradan keskustaa. Ajoittain lähiohitukset häiritsevät tähtiä ympäröivissä Oortin pilvissä vaeltavien komeettojen ratoja, jolloin komeetat ja muut pienemmät kappaleet saattavat siirtyä uuteen tähtijärjestelmään. Materian siirtymisestä tähtijärjestelmien välillä on ehkäpä parhaana osoituksena tähtienvälinen matkaaja, komeetta ’Oumuamua. Aurinkokunnassa on kuitenkin mitä luultavimmin runsaasti kappaleita, jotka ovat peräisin muista tähtijärjestelmistä.

Aikojen kuluessa mikrobit voisivat valloittaa vaikka koko Linnunradan. Tällä alkujaan Svante Arrheniuksen muotoilemalla panspermiahypoteesilla on runsaasti viitteellistä tukea — ei kuitenkaan minkäänlaista konkreettista todistusaineistoa, koska emme ole havainneet ainuttakaan esimerkkiä planeettojen välillä levinneestä elämästä.

---

Elinkelpoiset planeetat ja kuut ovat kuin eliömaantieteessä kuvatut saarekkeet. Ilmeisesti yksinkertaiset mikrobit kykenevät siirtymään avaruuden halki planeetalta toiselle — ainakaan sille ei ole esitetty olevan mitään konkreettisia esteitä. Silloin Aurinkokunnan planeetoista Maa ja Mars ovat vain kaksi saariston saarta, joiden välillä elävät solut ajoittain matkaavat. Miljardeja vuosia sitten, kun Mars oli Maan tavoin vetinen kivenmurikka, mikrobit olisivat voineet helposti saada jalansijan sen pinnalla tai pinnan alla, merissä, järvissä tai virtaavissa vesissä. Samoin olisi voinut käydä marsilaisille mikro-organismeille Maassa.

Ulommassa Aurinkokunnassa on lisää pieniä saarekkeita, joissa elämä voisi kukoistaa. Ainakin jättiläisplaneettojen kuista Europa, Ganymede, Enceladus, Titania ja Oberon ovat potentiaalisesti elämää ylläpitämään kykeneviä kappaleita. Niistä jokaisen pinnalla on jäinen kuori, jonka alla velloo kymmeniä kilometrejä paksu valtameri. Sellaisissa olosuhteissa elämä voisi helposti tulla toimeen, monimuotoistua ja kukoistaa. Ulkoplaneettojen kuihin on tietenkin pidempi matka kuin Marsiin mutta se tarkoittaa eliömaantieteen lainalaisuuksien mukaisesti vain sitä, että mikrobeilla kestää keskimäärin kauemmin onnistua matkanteossa. Silloin harvempi mikrobi selviää matkasta hengissä mutta miljoonien vuosien kuluessa voidaan ajatella ainakin joidenkin onnistuvan.

Tiiviimmin pakatuissa planeettakunnissa planeettojenvälinen panspermia voi olla huomattavasti helpompaa, jopa väistämätöntä. Esimerkin sellaisesta järjestelmästä tarjoaa lähitähti nimeltään TRAPPIST-1 — luettelonimellä 2MASS J23062928-0502285 tunnetun tähden kutsumanimi on annettu poikkeuksellisesti mutta ymmärrettävästi sen ympäriltä planeettoja ensimmäisenä löytäneen TRAPPIST-teleskoopin mukaan.

Tähteä kiertää peräti seitsemän kiviplaneetan joukko (Kuva 3.). Järjestelmän planeetat kiertävät radoillaan punaista kääpiötähteä aivan vierekkäin, niin lähellä toisiaan, että panspermia niiden välillä on jopa väistämätöntä. Jos jollakin TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoista esiintyy elämää, sitä esiintyy niistä muillakin, jos vain fysikaaliset olosuhteet ovat soveltuvia – ainakin kolme planeetoista on pintalämpötiloiltaan sellaisia, että niiden pinnoilla voi esiintyä nestemäistä vettä ja siten elämää tuntemassamme muodossa. Kyseessä on järjestelmä, josta elämää ei tuhoaisi edes valtaisa planeetan steriloiva asteroidin törmäys. Elämä jatkaisi aina kukoistamistaan muilla järjestelmän planeetoilla ja palaisi lopulta takaisin myös steriloidun kappaleen pinnalle.

---

Lähitähdet ovat kaukaisia, Aurinkokunnasta erillisiä, potentiaalisia elinkelpoisten tilkkujen saaristoja. Matkat niiden tuntumaan ovat vielä hurjasti pidempiä ja epätodennäköisempiä kuin yksittäisen planeettakunnan sisällä mutta jotkin mikrobit voivat selvitä niistäkin. On jopa mahdollista, että Maapallolla syntynyttä elämää esiintyy jo nyt muissakin tähtijärjestelmissä tai että oma geneettinen linjamme on peräisin Aurinkokunnan ulkopuolelta. Nämä ovat tietellisiä hypoteeseja, joita voidaan tarkastella, jos elämää joskus havaitaan jotakin toista tähteä kiertävän kappaleen pinnalta.

On kuitenkin myös se kaikkein hurjin mahdollisuus, että elämää esiintyy vain Maapallolla ja olemme yksin maailmankaikkeudessa. Kyseessä on kuitenkin mielestäni pelkkä epätieteellinen yleistys siitä yksittäisestä, vain toistaiseksi voimassa olevasta anekdootista, että emme vielä ole sattuneet havaitsemaan merkkejä elämästä muualla.

---

Jättiläisten harteilla

18.6.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Kertomukset on hyvä aloittaa alusta. Aivan alusta.

Luin vuonna 1996 artikkelin juuri löydetyistä uusista planeetoista. Siinä kerrottiin yksityiskohtaisesti, miten sveitsiläiset ja yhdysvaltalaiset tutkijat olivat kyenneet tekemään vuosikymmenten haaveesta totta. He olivat havainneet luotettavia merkkejä planeetoista kiertämässä toisia aurinkoja, galaktisen lähinaapuruston muita auringonkaltaisia tähtiä.

Ensimmäiset havainnot eksoplaneetoista edustivat tieteellistä vallankumousta. Ne merkitsivät samankaltaista paradigman muutosta kuin kopernikaaninen vallankumous, jossa koko kosmologinen näkökulma muuttui ja todettiin Maan olevan vain yksi planeetta muiden joukossa Aurinkoa kiertävällä radalla. Tai se Alfred Russell Wallacen ja Charles Darwinin työhön perustuva havainto, että ihminen on vain yksi evoluutiohistorian saatossa kehittyneistä miljoonista Maapallon lajeista.

Maa ei ole erityisasemassa muutoin kuin siitä subjektiivisesta näkökulmasta, että se on kehtomme ja kotimme. Aurinkokunta on vain yksi monista planeettakunnista galaksissamme, joka on puolestaan vain yksi monista näkyvän maailmankaikkeuden tähtijärjestelmistä. Emme ole millään periaatteellisella tavalla erityisasemassa maailmankaikkeudessamme, galaksissamme tai aurinkokunnassamme. Se oli ensimmäisten eksoplaneettahavaintojen oleellinen tulos — bonuksena löydettiin uusia mielenkiintoisia kohteita, joiden havainnointi on opettanut runsaasti uutta maailmankaikkeuden toiminnasta, monimuotoisuudesta, historiasta ja kehityksestä, sekä omasta paikastamme siinä.

Kiinnostukseni heräsi. Alitajuisesti aavistin, että halusin astua jonakin päivänä näiden suurten tähtitieteilijöiden, ”planeettojen metsästäjien”, valtaviin saappaisiin. Halusin olla löytämässä uusia maailmoja, elää modernin ajan löytöretkeilijänä jossakin jännittävän tieteiskirjallisuuden ja huipputieteen rajapinnalla. Halusin kiivetä aina vain ylemmäs, sinne, mistä näkee kauemmaksi.

En koskaan kehdannut mainita alitajuista aavistustani edes itselleni. Miten yksi keskinkertaisesti koulussa menestyvä pohjoisen periferian lapsi voisi saavuttaa mitään suurta tai tehdä mitään jännittävää? En osannut haaveilla. En osannut asettaa itselleni tavoitteita. Niinpä päädyin vain kulkemaan sinne, minne mielenkiinto johdatti, yksi kirja ja artikkeli kerrallaan. Kiipesin historian suurten tutkijoiden tukeville hartioille, kohti tunnetun tieteen ja tuntemattoman rajaseutua. Kurkistin lopulta sinne, minne kukaan ei ollut vielä nähnyt.

---

Ajatus planeetoista kiertämässä lähitähtiä ei ole uusi. Taivaan tähtien katsottiin voivan olla toisia aurinkoja jo 1500-luvulla kopernikaanisen vallankumouksen mukanaan tuoman paradigman muutoksen pyörteissä. Jos Maa on vain yksi planeetoista kiertämässä Aurinkoa, miksei tähtitaivaan muidenkin aurinkojen kiertoradoilla olisi planeettoja? Niiden havainnointi ajateltiin kuitenkin mahdottomaksi. Verrattaen himmeän, pikkuruisen planeetan havaitseminen kirkkaasti loistavan, valtaisan tähden vieresssä vaikutti teknisesti saavuttamattomalta — kuin koetettaisiin nähdä pienen kiiltomadon valonkajetta järven vastarannalla sijaitsevan, aivan ilmiliekeissä palavan talon vieressä.

Planeetat kuitenkin paljastavat olemassaolonsa monella tapaa. Tähtitieteilijöillä oli käytössään muuttumattomat fysiikan lait ja alati paraneva teknologia. He keksivät useita menetelmiä eksoplaneettojen havainnoimiseksi.

Barnardin tähden valssi

Isaac Newtonin jo 1600-luvulla muotoilema teoria gravitaatiovoiman vaikutuksesta tarjoaa tavan havaita planeettoja näkemättä niiden loistetta valokuvissa. Tarvitsee vain tarkkailla tähtien liikettä taivaalla, ja etsiä niistä jaksollisia poikkeamia perustuen siihen, että tähdet kiertävät avaruudessa liikkuessaan itsensä ja jonkin toisen kappaleen yhteisen massakeskipisteen ympäri. Jos kumppanina on planeetta, tähti ei heilahtele paljon mutta sen liikkeessä voi silti havaita kumppanin vetovoiman aiheuttamia vaikutuksia. Aivan kuin tähdet tanssisivat valssia kosmisen musiikin säestämänä, näkymättömän partnerin ohjatessa niiden liikettä.

Peter van de Kamp tiesi, että planeetan aiheuttaman heilahtelun voisi havaita helpoiten, jos kohteena oli mahdollisimman lähellä Aurinkoa sijaitseva lähitähti. Kohteeksi oli helppoa valita yksi lähinaapureista, vuonna 1916 löydetty pieni punainen kääpiötähti, Barnardin tähti — lähempänä sijaitsee vain alpha Kentaurin kolmoistähti. Heilahtelun suuruudesta voisi laskea planeetan massan — heilahtelun jakso taas vastaisi suoraan planeetan vuoden pituutta. Oli vain havaittava tarkasti tähden liikkeen poikkeamia sen luotisuorasta ominaisliikkeestä, joka Barnardin tähdellä on tunnetuista tähdistä kaikkein suurinta.

Vuosikymmeniä kestäneen havaintokampanjan päätteeksi van de Kamp teki 1960-luvulla havainnon planeetasta — tai niin hän ainakin havaintonsa tulkitsi. Havaintojen variaatiot oli mallinnettavissa yhden tai kahden planeetan aiheuttamina mutta ongelmana olivat vaikeudet saavuttaa riittävä tarkkuus. Tarkkuutta koetettiin parantaa ottamalla joka vuosi sadan valokuvauslevyn tulosten keskiarvo sekä laittamalla usea kollega ja opiskelija mittaamaan tähden paikka suhteessa taustataivaan kohteisiin jokaiselta levyltä inhimillisen virheen minimoimiseksi. Sekään vain ei riittänyt. Kävi ilmi, että useat tähdet näyttivät liikkuvan van de Kampin valokuvissa samalla tavalla. Kyse ei siis voinut olla planeetoista, vaan kiusallisista teleskoopin ja muun laitteiston muutoksista, joita ei oltu otettu huomioon.

Barnardin tähden tanssia valokuvauslevyillä ei aiheuttanut planeetta tai kaksi tähden kiertoradalla huolimatta van de Kampin tulkinnasta. Barnardin tähti ei kuitenkaan ole yksin. Sen kiertolaiset vain eivät ole rittävän massiivisia, jotta van de Kamp olisi voinut havaita niistä merkkejä.

• 

• 

Peter van de Kamp etsi planeetan aiheuttamaa signaalia, näki signaalin, ja päätteli sen olevan todiste planeetan olemassaolosta. Kyseessä oli tavanomainen virhetulkinta, jollaisille kaikki tutkijat ovat aina alttiita, elleivät ole varovaisia. Vahvistusharha hoitaa lopun.

1980-luvulla moni oli kuitenkin ryhtynyt aavistelemaan, että ehkäpä eksoplaneettojen havainnointi ei olisikaan täysin mahdoton saavutus. Se saattaisi olla jopa seuraavan sukupolven tähtitieteilijöiden toteutettavissa. Van de Kampin virhe Barnardin tähden kanssa kuitenkin kasvatti tutkijoiden kynnystä ryhtyä epätodennäköiseen eksoplaneettojen etsintään. Juuri kukaan ei halunnut ottaa pienintäkään riskiä siitä, että tulisi muistetuksi vain tekemästään virheestä.

Planeettalöytöjen pioneerit

Vuonna 1988 yhdysvaltalainen Bruce Campbellin johtama tutkimusryhmä julkaisi tuloksensa, joiden mukaan eräs lähitähti, gamma Cephei A, liikkui avaruudessa aavistuksen heilahdellen. He olivat mitanneet tähden lähettämän valon sini- ja punasiirtymiä, keräten informaatiota nopeuden muutoksista meitä kohti ja meistä poispäin. Kyseistä Doppler spektroskopiaksi kutsuttua menetelmää oli käytetty ansiokkaasti kaksoistähtien ratojen määrittämiseen. Menetelmä oli nerokas, koska sen soveltamiseen tarvittiin vain riittävän kirkas tähti, josta oli tehtävä spektrimittauksia. Planeettojen etsintä tuli mahdolliseksi muutaman lähitähden sijaan tuhansien riittävän kirkkaiden tähtien ympäriltä.

Doppler spektroskopiassa mitataan tarkalleen ottaen tähden säteilyspektrin absorptioviivojen paikkojen muutosta. Jos ne heiluvat syklisesti punaiseen ja siniseen päin, on tavallisesti kyse näkösäteen suunnassa heilahtelevan tähden valon Doppler-siirtymästä. Se taas aiheutuu tähden tanssista planeetan vetovoiman vaikutuksesta. Voidaan sanoa, että menetelmällä havaitaan planeettoja tarkkailemalla pienenpieniä tähden värin muutoksia.

Gamma Cephein kaksoistähden A-komponentti käyttäytyi kuin sitä kiertäisi planeetta. Tutkijat olivat kuitenkin julkaisussaan varovaisia ja totesivat vain saaneensa ”luotettavaa todistusaineistoa pienimassaisesta kappaleesta”. Pienimassainen tarkoitti massaltaan vajaan kahden Jupiterin kokoista kiertolaista vajaan kolmen vuoden kiertoradalla. Campbell ryhmineen oli varovainen ja tiedosti virhehavainnon mahdollisuuden olevan valtava. Kollegoiden paineen vuoksi ryhmä vältti sanomasta suoraan, että gamma Cephei A:ta kiersi planeetta ja Campbell itse vaihtoi alaa ryhtyen verokonsultiksi — hän ilmeisesti kyllästyi ainaisiin vaikeuksiin saada työpaikkaa tai edes rahoitusta akateemisessa maailmasta.

Vuonna 2002 Campbellin löytö varmistui. Tähteä gamma Cephei A tosiaan kiertää jättiläisplaneetta. Campbell vain ei saanut kunniaa ensimmäisen eksoplaneetan löytäjänä, koska hänen kollegansa eivät uskoneet tulokseen. Luultavasti myös van de Kampin virhetulkintojen eksoplaneettojen etsinnän ylle langettama varjo esti häntä tuomasta löytöään esille sen ansaitsemalla tarmokkuudella.

---

Samoihin aikoihin toinenkin yhdysvaltalaisryhmä työskenteli oman spektrografinsa parissa, havaiten omia kohteitaan.

David Lathamin johtama joukko tähtitieteilijöitä ei ollut epävarma julkistaessaan löytönsä. He kertoivat havainneensa luettelokoodilla HD 114762 tunnettua tähteä kiertävän kappaleen, jonka olemassaolon paljasti vain sen vetovoima. Tähti heilui selvästi mutta näkymätön kappale oli sekin moninkertaisesti Jupiteria massiivisempi. Sen minimimassaksi saatiin arvioitua peräti 11 Jupiterin massaa, mikä sai tutkijat pohtimaan tosissaan miten he voisivat kuvailla kohteen luonnetta. HD 114762 b osoittautui niin massiiviseksi, että se saattoi kyetä fuusioimaan vedyn raskaampaa isotooppia deuteriumia heliumiksi ytimessään. Sellainen kappale olisi ruskeaksi kääpiöksi luokiteltava tähtien ja planeettojen välimuoto, ei planeetta.

Julkaisemassaan artikkelissa Lathamin tutkijaryhmä joutui hyväksymään tosiasiat. He olivat tosiaan löytäneet erittäin mielenkiintoisen tähtiin verrattuna pienimassaisen kappaleen mutta sen luokittelulle planeetaksi ei ollut tarpeeksi vahvoja perusteita. Ryhmä totesi, että ”kyseessä on todennäköisesti ruskea kääpiö tai jopa jättiläisplaneetta”, painottaen kohteen luokittelun planeetaksi olevan perusteetonta. Siksi sitä ei myöskään pidetty ensimmäisenä eksoplaneettalöytönä.

On puhdasta kohtalon ivaa, että nykyisellään HD 114762 b luokitellaan eksoplaneetaksi likimain jokaisessa eksoplaneettojen luettelossa.

Eksoplaneettojen aika

Uudet tieteenalat voivat alkaa hyvinkin nopeasti. Yksittäinen löytö voi paljastaa uuden eksoottisten tutkimuskohteiden luokan, jonka ympärille muotoutuu oma tutkimussuuntauksensa vuosien saaatossa.

Eksoplaneettojen suhteen niin kävi parissa viikossa. Ensin ei tunnettu — Campbellin, Lathamin ja kumppaneiden tuloksista huolimatta — ainuttakaan auringonkaltaista tähteä kiertävää eksoplaneettaa. Seuraavassa hetkessä niitä tunnettiin jo kourallinen ja kokonainen tutkijoiden armeija käänsi katseensa eksoplaneettojen metsästykseen.

Mutta sitä ennen, vuonna 1992 Aleksander Wolszczan ja Dale Frail raportoivat ensimmäisestä luotettavasta eksoplaneettalöydöstä. Löytö oli täysin odottamaton, fantastisen kummallinen planeettakunta kuolleen tähden jäänteen, neutronitähden PSR1257+12 ympärillä. Planeetat ovat ilmeisesti muodostuneet valtaisan supernovaräjähdyksen jäljiltä kiertoradalle jääneestä materiasta. Yksikään tähtitieteilijä ei ollut tullut ajatelleeksi, että vinhasti pyörivän, säteilyllään lähiympäristönsä steriloivan tähden jäänteen kiertoradoilla voisi olla planeettoja. Joskus maailmankaikkeus vain on erikoisempi kuin kukaan on edes osannut kuvitella.

---

Ensimmäinen auringonkaltaista tähteä kiertävä planeetta löytyi vuonna 1995. Tähden 51 Pegasi kiertoradalta havaittiin kuuma jättiläisplaneetta 51 Pegasi b, joka myöhemmin sai nimen Dimidium. Löydön tehneet sveitsiläisastronomit Michel Mayor ja Didier Queloz palkittiin vuoden 2019 fysiikan Nobelin palkinnolla. Kun yhdysvaltalaiset Paul Butler ja Geoffrey Marcy julkaisivat omat tuloksensa vain kahta viikkoa myöhemmin, he eivät vain varmistaneet 51 Pegasi b:n olemassaoloa, vaan raportoivat samalla kahdesta muustakin eksoplaneetasta.

Butler ja Marcy eivät olleet ajatelleet, että jättiläismäiset kaasuplaneetat voisivat kiertää tähtiään lähellä, niiden pintaa viistäen. Siksi he eivät olleet osanneet etsiä Merkuriusta nopeammin tähtensä kiertäviä planeettoja, vaan vasta hioivat menetelmiään ja tekivät havaintoja koettaessaan nähdä jupiterinkaltaisia planeettoja lähitähtien kiertolaisina. He riensivät analysoimaan mittauksiaan välittömästi kuultuaan Mayorin ja Quelozin löydöstä ja onnistuivat varmistamaan sen ennätysnopeasti. Samalla he muuttivat eksoplaneettojen etsinnän muutaman optimistisen tutkijan haihattelusta varteenotettavaksi tähtitieteen haaraksi, koska yhden yksittäisen löydön voi aina kyseenalaistaa hatarinkin perustein mutta kolmen havaintovirheen esittäminen ei ole mahdollista edes ankarimmalle epäilijälle.

Eksoplaneettojen aika oli alkanut.

Tunnemme tuhansia planeettoja lähitähtien kiertolaisina. Mutta eksoplaneettojen aika ei ole tulossa päätökseen, siinä vain alkaa uusi vaihe. Tavoitteena ei ole enää vain planeettalöytöjen tekeminen, vaan niiden ominaisuuksien ja pintojen olosuhteiden määrittäminen. Eksoplaneettatutkimus on modernia löytöretkeilyä, jossa emme löydä ja tutki vain uusia maita, vaan kokonaisia uusia maailmoja.

---

Minulla on ollut kunnia olla mukana etsimässä ja löytämässä kymmeniä eksoplaneettoja. Se on ollut mahdollista vain, koska sinnikkäämmät tutkijat ovat periksiantamattomasti kehittäneet havaintomenetelmiä, keränneet havaintoja ja etsineet eksoplaneettoja vuosien ja vuosikymmenten ajan.

Olen löytänyt uusia maailmoja. Mutta vaikka olen hetken verran, pienen vilauksen ajan nähnyt kauemmaksi, se on ollut mahdollista vain, koska olen seissyt jättiläisten harteilla.

---

Katoavat planeetat

9.6.2020 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Tieteessä on aina mukana tulkintaa. Kukaan tieteentekijä ei ole absoluuttisen objektiivinen, vaan aivan jokainen on altis alitajuisille näkemyksille, omakohtaisille kokemuksille ja oman ajattelunsa rajoituksille. Ne taas vaikuttavat siihen, miten tiedettä tehdään, mitä tutkitaan ja minkälaisessa valossa saatuja tuloksia tarkastellaan.

Jokaisella on omaa ennakkotietoa. Tieteessä sillä tarkoitetaan tietoa, joka tutkijalla oli ennen kuin hän suoritti tieteellisen kokeensa, keräsi mittauksia ja informaatiota, teki havaintoja ja analysoi niitä. Saatuaan uutta tietoa, tutkijat sitten yhdistävät sen ennakkotietoihinsa Bayesilaisen inferenssin avulla ja saavuttavat synteettisen tiedon, joka voi toimia uutena ennakkotietona ennen seuraavaa tieteellistä koetta. Jokainen tutkija jatkaa tätä prosessia koko uransa, saaden samalla jatkuvasti tietoa lukuisten muiden tutkijoiden kokeista. Ideaalitapauksessa kaikki tutkijat päätyvät lopulta samaan synteettiseen tietoon mutta käytännössä niin ei koskaan käy. Tutkijat päätyvät vain keskimäärin löytämään tarkasti todellisuutta kuvaavan selitysmallin — siitä esiintyy tutkijoiden keskuudessa aina poikkeavia ja ainakin osittain virheellisiä selitysmalleja.

Tähän kuitenkin perustuu tieteellisen metodin voima. Tiede on oikeastaan vain itseohjautuva, maailmankaikkeutta selittämään pyrkivä prosessi, joka hakeutuu asymptootisesti kohti totuutta muttei koskaan saavuta sitä. Tiede harhailee aina vain lähempänä totuuden tuntumassa, ottaen tosin joskus mittaviakin sivuaskeleita. Parasta mahdollista käsitystämme totuudesta kutsutaan tieteelliseksi tiedoksi — tieteellinen tieto ei siis ole totuus, vaan vain parhaiten havaintoihin sopiva selitys maailmankaikkeuden ominaisuuksista ja toiminnasta.

---

Planeettojen havainnointi ei ole immuunia ihmisten alttiudelle takertua subjektiivisiin näkemyksiinsä. Mikään tiede ei ole. Edes Maapallon tapauksessa havainto planeetasta, pallomaisesta kappaleesta kiertämässä radallaan tähden ympäri, ei ole kiistaton tosiasia kaikille. On olemassa hämmästyttävän nopeasti kasvava joukko litteään maahan uskovia tieteenkieltäjiä, jotka valitsevat heittää romukoppaan suuren osan vakiintunutta tieteellistä tietoa, koska se ei sovi heidän omakohtaiseen kokemukseen ja voimakkaaseen ennakkotietoon maailmasta. Siksi on oikeastaan hämmästyttävää, että olemme kyenneet havaitsemaan jo tuhansia planeettoja kiertämässä tähtiä Auringon lähinaapurustossa tai vieläkin kauempana ja asiasta vallitsee lähes täydellinen tieteellinen konsensus. Lähes.

Kaikkien eksoplaneettojen olemassaolo ei ole kiistatonta, johtuen tutkijoiden subjektiivisista lähtökohdista, jotka joskus vaikuttavat tehtyihin päätelmiin. Jos tähtitieteilijä koettaa etsiä planeetan merkkejä, hän hyvin usein merkkejä löytäessään tarkastelee ensin voisivatko ne olla planeetan aiheuttamia. Joskus muut selitysmallit, joita tähtitieteessä lähes aina on runsain mitoin, jäävät liian vähälle huomiolle.

Hubble avaruusteleskoopin kuvaama läheistä nuorta tähteä Fomalhaut kiertävä planeetta tarjoaa hyvän esimerkin. Vuonna 2004 tähtitieteilijät havaitsivat kirkkaan kohteen tähteä ympäröivän pölykiekon lähettyvillä. Kohde näytti liikkuvan radallaan tähden ympäri ja havainto sai nopeasti planetaarisen tulkinnan — kirkkaan kohteen ajateltiin olevan tähteä kiertävä jättiläisplaneetta Fomalhaut b, jolle annettiin nimeksi Dagon kansainvälisen tähtitieteen unionin toimesta. Vaikka kävi nopeasti ilmi, että planeettakandidaatin rata oli hyvin soikea ja sen etäisyys tähdestään vaihtelisi noin 30 ja 300 AU:n välillä, mikä häiritsisi vakavalla tavalla tähteä ympäröivää pölyrengasta, havainnon planetaarinen tulkinta pysyi suosituimpana selityksenä.

Tuoreemmat havainnot kuitenkin osoittivat, että Dagon oli kadonnut — se oli himmentynyt ja laajentunut tasaisesti ja muuttunut lopulta niin himmeäksi, ettei sitä enää näkynyt Hubble avaruusteleskoopin tarkoissa kuvissa. Planeetat eivät voi kadota tällä tavalla. Mitä oikein oli tapahtunut?

Osa tähtitieteilijöistä oli alusta lähtien kiinnittänyt huomiota siihen, että planeetaksi tulkittu kirkas kohde ei näkynyt lainkaan infrapuna-alueen havainnoissa — se ei siis lähettänyt lämpösäteilyä planeettojen tavoin. Kyse oli siten todennäköisemmin jostakin muusta. Se jokin muu näyttää olleen kirkas pölypilvi, joka laajeni ja himmeni hajotessaan avaruuteen. Havainnoissa näkyi jättiläisplaneetan sijaan kirkas välähdys, joka aiheutui tähteä kiertävien pienempien kappaleiden törmäyksestä, ja josta jäljelle jääneen pölyn Fomalhaut puhalsi tähtituulen mukana kauemmaksi avaruuteen.

Eksoplaneetta hukassa

Tähtitieteilijät hukkaavat planeettoja. Tarkemmin sanoen, heidän tulkintansa havainnoista saattavat olla vääriä, jolloin planeettalöytönä pidetty havainto haihtuu ilmaan uuden paremmin perustellun tulkinnan tieltä, kuten kävi Fomalhaut b:n tapauksessa. Planeettakandidaatti voi kadota, kun sen olemassaolon paljastaneet havainnot onnistutaan mallintamaan aiempaa tarkemmin. Koska ensimmäinen askel uusien matemaattisten ja tilastollisten mallien ja työkalujen sekä mallinnusmenetelmien käyttöönotossa on aina niiden soveltaminen vanhoihin havaintoihin, planeettalöydöt joutuvat armotta uuteen testiin aina menetelmien kehittyessä — ei vain silloin, kun saadaan kerättyä uusia havaintoja.

Pohjimmiltaan on kyse siitä, minkälaiset selitysmallit sopivat havaintoihin parhaiten. Jos mittaukset voi selittää ilman planeettaa yhtä hyvin kuin planeetan kanssa, oletukselle planeetan olemassaolosta ei voida katsoa olevan todistusaineistoa. Se ei kuitenkaan tarkoita, että planeettaa ei ole. Todistusaineiston olemattomuus ei ole sama asia kuin olemattomuuden todiste.

Omakohtaisesti tutuin esimerkki hukatusta eksoplaneetasta liittyy lähitähteen nimeltään Gliese 581. Sitä kiertävien planeettojen määrän laskeminen on osoittautunut vuosien saatossa eritäin hankalaksi toimenpiteeksi. Vaikka järjestelmässä väitettiin olevan jopa kuusi planeettaa, en saanut laskettua kuin neljään tarkastellessani niiden määrää vuonna 2011. Sittemmin järjestelmän kaksi planeettaa — toisen niistä arveltiin olevan maankaltainen, potentiaalisesti elinkelpoinen supermaapallo — ovat pysyneet hukassa. Kukaan ei ole myöskään kyennyt osoittamaan, että niiden olemassaolon voisi poissulkea havaintojen perusteella.

Tilanne on tieteessä yleinen. On todettu, että aiemmin esitetylle hypoteesille, tai selitysmallille, ei ole todistusaineistoa. Vaikka se ei tarkoita, että hypoteesi olisi väärä, tilanteessa tehdään aina se yksinkertaistus, että ylimääräiset oletukset jätetään huomiotta.

Todistustaakka on sillä, joka esittää väitteen. Bertrand Russellin kuuluisan analogian mukaisesti, kukaan ei voi aukottomasti todistaa, että Jupiterin radan tuolla puolen ei ole pikkuruista teekannua kiertämässä radallaan Aurinkoa. Todistustaakka on sillä, joka esittää teekannun olevan olemassa.

Eksoplaneetta kiertämässä jotakin kaukaista tähteä on filosofisessa mielessä kuin Russellin teekannu. Joitakin poikkeuksia lukuunottamatta, kukaan ei voi osoittaa, että sitä ei ole olemassa. Sen olemassaolon taas voi osoittaa tekemällä siitä havaintoja, joita ei voida selittää ilman planeettaa. Siksi Fomalhaut b:n ei voida katsoa olevan olemassa. Aivan samoin planeetta Gliese 581 g ei ole olemassa, eikä ole kuvainnollinen Russellin teekannukaan — ennen kuin joku havaitsee sen.

---

Proxima b — kauan odotettu riippumaton varmistus

1.6.2020 klo 10.38, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Tieteessä mikään ei ole varmaa. Huomisen tulokset voivat aina kyseenalaistaa tai kumota sen, minkä tiedämme tänään. Uudet havainnot, selitysmallit ja teknologia tarjoavat keinoja ymmärtää maailmankaikkeutta aina vain tarkemmin, paremmin ja luotettavammin. Usein se tarkoittaa sen tiedon hylkäämistä, mitä pidimme totena vielä eilen. Vanha tieteellinen totuus väistyy uuden tieltä oltuaan epätarkka, riittämätön tai puhtaasti virheellinen. Silloin olemme oppineet jotakin uutta.

Proxima Kentaurin eksoplaneettahavainnon julkistamisesta on kulunut jo lähes neljä vuotta. Toistaiseksi kukaan ei ole raportoinut tuloksen olevan virheellinen tai riittämätön — epätarkka se on luultavasti ollut, ainakin jossakin määrin. Hyväksytyn tieteellisen näkemyksen mukaan Proxima b on olemassa, eikä kukaan ole onnistunut raportoimaan tulosta, joka olisi asian kanssa ristiriidassa.

Havainto Proxima Kentauria kiertävästä eksoplaneetasta on kestänyt mittausten uudelleenanalysoinnin. Kymmenet tutkimusryhmät ovat käyneet läpi havaintomateriaalin ja analysoineet sen koettaen osoittaa, että Proxima b ei olekaan olemassa. Kukaan ei ole raportoinut voivansa selittää havaintoja ilman planeetan aiheuttamaa efektiä. Kukaan ei ole osoittanut, että planeetan aiheuttamaksi tulkittu signaali voisikin aiheutua aktiivisesta tähden pinnasta tai jostakin muusta häiriöstä.

Viimeinenkin mahdollinen virhelähde, instrumentin aiheuttama häiriö, on saatu eliminoitua mahdollisena vaihtoehtoisena selitysmallina planeetan aiheuttamalle signaalille. Uudet havainnot maailman tarkimmalla spektrometrillä, ESPRESSO:lla, ovat tuottaneet Proxima b:n havainnon riippumattomasti (3). Se tarkoittaa sitä, että planeetan olemassaolo on käytännössä varmistunut.

Proxima b on olemassa mutta järjestelmässä on luultavasti kaksi muutakin planeettaa. Vaikka emme tiedä planeetoista kovinkaan paljon, tiedämme nyt erittäin suurella varmuudella, että Proxima Kentaurin järjestelmä on lähimmän eksoplaneetan koti. Sen ominaisuuksista ei vielä ole olemassa paljoakaan yksityiskohtaista tietoa mutta voimme nyt levollisin mielin siirtyä odottamaan mitä seuraavan sukupolven teleskoopit ja niillä tehtävät suorat havainnot Proxima Kentaurin planeetasta tai planeetoista paljastavat. Lähin eksoplaneettamme ei ole menossa enää minnekään.