Luonto luovuuden lähteenä
Tähtitieteilijät ovat hyvin tyypillisesti varsin mielikuvituksetonta väkeä. Vain kursorinen tieteeseen perehtyminen riittää varmistamaan, että luovuus ja omaperäisyys eivät ole niitä tähtitieteen tutkijoita parhaiten määrittäviä adjektiiveja. Tutkijat ovat tietenkin hyvinkin luovia keksiessään tapoja käyttää instrumentteja puristaakseen vielä hiukan lisää tietoa havaittavina olevista kohteistaan, mutta silloinkin keksitään vain hyvin harvoin mitään uutta. Fysiikan lahjomattomat lait ja niiden sovellukset ovat tyypillisesti hyvin tunnettuina, ja niitä ehkäpä sovelletaan uudella tavalla, mutta pohjimmiltaan vain nojataan vuosikymmeniä vanhoihin ideoihin fysiikasta. Päällimmäisenä ovat sinnikkyys, järjestelmällisyys ja huolellinen logiikan ja muun matematiikan käyttö.
Luovuudelle on toki paikkansa, ja luova olemassaolevan tiedon yhdistely on takuuvarmasti eduksi, muttei aina vaatimuksena uuden tieteellisen tiedon saavuttamisessa. Esimerkiksi eksoplaneettojen havaitsemisessa sovelletaan noin sata vuotta vanhoja ajatuksia siitä, miten planeetat vaikuttavat tähdestä mehin saapuvaan valoon. Planeettojen vetovoima voi saada tähdet heilahtelemaan taivaalla, mikä voidaan mitata suoraan tarkkailemalla niiden paikkaa valokuvissa. Niiden heilahtelu näkösäteen suunnassa puolestaan aiheuttaa Dopplerin ilmiöksi kutsuttuja muutoksia niiden valoon. Heilahtelun yhtälöt tunnettiin jo 1600 -luvulla ja Dopplerin ilmiökin on nimetty Christian Dopplerin, 1800 -luvun alkupuoliskolla vaikuttaneen itävaltalaisen fyysikon mukaan, joka keksi ilmiön fysikaalisen ja matemaattisen perustan. Vastaavasti, ylikulkumenetelmä perustuu vanhojen liikelakien lisäksi vieläkin vanhempaan tietämykseen geometriasta, jota harjoittivat jo antiikin ajan ihmiset.
Toisin on fiktiota tuottavilla ihmisillä. Heidän tehtävänsä ei ole vain raportoida kylmän viileästi, mitä sattuvat maailmankaikkeudessa näkemään. Tieteiskirjailijat ja muut fiktion tuottajat koettavat kuvitella maailmoja, jotka vaikuttavat hämmästyttäviltä ja uskomattomilta saadakseen aikaiseksi eksoottisia tapahtumien näyttämöitä. Siksi tieteiskirjallisuudessa kuvataan usein eksoplaneettoja, jotka poikkeavat omasta planeetastamme ainakin jollakin silmiinpistävällä tavalla.
Muistamme Star Wars -elokuvasarjan karun aavikkoplaneetan Tatooinen, jonka taivaalla loistaa kaksi aurinkoa. Se kuvaa maailmaa, jollaisen olemassaolosta ei ollut minkäänlaisia viitteitä, kun ensimmäinen elokuvista julkaistiin 1970-luvulla. Myöhemmin on käynyt selväksi, että planeettoja esiintyy kiertämässä niin kaksoistähtien yksittäisiä komponentteja kuin tähtiparejakin, joten tieteiselokuvassa on onnistuttu ounastelemaan universumin ominaisuuksia varsin onnistuneesti. On kuitenkin kiinnostavaa katsoa onnistumisten taakse tutkimalla tilastoja. Eksoplaneetat ovat kokeneet muutoksen myös tieteiskirjallisuudessa tutkijoiden tekemien planeettalöytöjen myötä.
Tieteiskirjallisuuden yhteyttä todellisiin eksoplaneettalöytöihin on tutkinut Emma Puranen St Andrewsin yliopistossa, Skotlannissa. Hän selvitti yhdessä tutkimusryhmänsä kanssa millaisia eksoplaneettoja tieteiskirjallisuudessa on esiintynyt ja ovatko niiden ominaisuudet muuttuneet tutkijoiden 1990-luvulta lähtien tekemien löytöjen myötä. Tutkijat määrittivät ensin useita eksoplaneettojen ominaisuuksia binäärisinä vaihtoehtoina perustuen tieteiskirjallisuuden kuvauksiin. Sellaisia ovat esimerkiksi planeetan sijainti elinkelpoisella vyöhykkeellä, onko planeetalla elämää, onko sen elämä älykästä, voivatko ihmiset hengittää sen ilmaa, ja onko planeetalla ihmissiirtolaisia. Yhtenä tekijänä oli planeetan koostumus, ja erityisesti onko se kaasuplaneetta. On ennakkoon selvää, että esimerkiksi kaasuplaneetoilla ja ihmisten asuttamilla planeetoilla on negatiivinen korrelaatio, koska kaasuplaneetoille on vaikeaa järjestää ihmisen asuttavia olosuhteita edes fiktiivisessä kirjallisuudessa. Vastaavasti, voisi olettaa elämän esiintyvän tieteiskirjallisuudessakin herkästi niillä planeetoilla, joiden ilmaa ihmiset voivat hengittää.
Analysoituaan yli 140 tieteiskirjallisuuden eksoplaneettaa, tutkijat päätyivätkin vastaaviin intuitiivisiin tuloksiin perustuen aineistonsa tilastolliseen analyysiin. Suhteessa siihen, oliko tieteiskirjallisuus peräisin ajalta ennen eksoplaneettalöytöjä vai niiden jälkeen, tutkijat havaitsivat tieteiskirjallisuuden muuttuneen. Tunnetut eksoplaneetat ovat monella tapaa Maasta poikkeavia. Ne ovat tyypillisesti vihamielisiä elämälle ja saattavat olla elinkelvotomia, autioita kappaleita. Esimerkiksi kuumat Neptunukset, joiden kaasukehässä sataa sulaa rautaa eivät anna mahdollisuuksia tuntemallemme elämälle. Laaja kirjo elinkelvottomia uusia maailmoja ei siksi oikein voinut olla vaikuttamatta tieteiskijjailijoiden näkemyksiin, ja heidän kuvittelemansa planeetat alkoivat muuttua — tieteiskirjallisuuden elinkelpoiset planeetat kävivät harvinaisemmiksi.
Puranen ryhmineen havaitsi entistä harvemman kuvitteellisen planeetan pinnalla olevan kotoperäistä älykästä elämää ja ihmisten siirtokuntia kuin aiemmin. Planeetan pinnan elinkelpoisuuteen, elämään, älykkääseen elämään ja ihmisiin, joiden esiintyminen oli positiivisesti korreloitunutta keskenään, vaikutti siis negatiivisesti kaksi tekijää. Se, oliko planeetta kaasuplaneetta ja se, oliko kertomus ajalta eksoplaneettalöytöjen jälkeen. Voidaan siis sanoa löytöjen heijastuneen tieteiskirjailijoiden mieliin ja saaneen heidät hyväksymään, että harvempi planeetta on elinkelpoinen. Kirjailijat ovat siten saaneet voimakkaita vaikutteita tieteestä, joka on muokannut heidän kuvittelemiaan maailmoja. Se ei tietenkään ole lainkaan yllättävää. Tieteiskirjallisuus, kuten kaikki muukin ihmisten mielikuvitusten tuotokset, pohjautuu vahvasti siihen, mitä ihmiset voivat ympärillään havaita ja tarkastella. Eksoplaneetat ja niihin liittyvä kirjallisuus ei tuo siihen poikkeusta, vaikka tarjoaakin poikkeuksellisen selvästi rajatun mahdollisuuden tutkia tieteen ja tieteiskirjallisuuden vuorovaikutusta.
3 kommenttia “Luonto luovuuden lähteenä”
Vastaa
James Webb -avaruusteleskooppi on tehnyt havaintoja kiviplaneetan kaasukehästä
Toisia tähtiä kiertävien pienten, kivisten planeettojen elinkelpoisuuden määrittämisessä on ehdottoman tärkeässä roolissa se, että saamme tietoa niiden kaasukehän koostumuksesta. Menetelmänä voi olla suora kuvaaminen, jolla olisi mahdollista yksinkertaisesti vain havaita planeetan kaasukehän vapauttamaa säteilyä ja päätellä sen aallonpituuksjakautumasta, eli spektristä, mistä molekyyleistä sen kaasukehä koostuu. Koostumuksen perusteella voisi puolestaan arvioida niitä fysikaalisia ja kemiallisia olosuhteita, joita planeetan kaasukehässä ja pinnalla esiintyy. Olisi jopa mahdollista saada selville vaikuttaako olosuhteisiin ja planeetan kemiaan kenties elämäksi kutsuttu itseään kopioivien ja evoluutiota kokevien biokemiallisten järjestelmien aineenvaihdunta.
Koska pienten, kivisten eksoplaneettojen suoraan kuvaamiseen vaadittavaa laitteistoa ei vielä ole onnistuttu rakentamaan, on turvauduttava toiseen, hiukan kekseliäämpään tapaan havaita vieraiden planeettojen kaasukehien ominaisuuksia. Transmissiospektroskopialla tarkoitetaan niinikään planeetan kaasukehän koostumuksen tutkimista, mutta epäsuorin keinoin. Kun planeetta kulkee radallaan tähtensä editse, se estää pientä osaa tähden valoa saapumasta mittalaitteisiimme. Voimme siten havaita planeetan ylikulkuja, jotka näkyvät tähden pienenä näennäisenä ja jaksottaisena himmenemisenä aina planeetan peittäessään osan sen pintaa. Menetelmällä on onnistuttu löytämään jo tuhansia toisia tähtiä kiertäviä planeettoja, niiden joukossa satoja kiviplaneettoja.
Jos planeetan ylikulkuja tarkkaillaan eri aallonpituuksilla, voidaan planeetan näennäisen koon arvioiksi saada hiukan toisistaan poikkeavia lukemia. Kysymys ei kuitenkaan ole planeetasta, jonka koko muuttuu, vaan vain yksinkertaisesta kaasukehän kemian seurauksesta. Joillekin tähden säteilyn aallonpituuksille planeetan kaasukehä on läpinäkymätön, koska kaasukehän molekyylit virittyvät korkeampiin energiatiloihin sopivan aallonpituuskaistan säteilystä. Toisilla aallonpituuksilla kaasukehä on puolestaan lähes täysin läpinäkyvä, ja säteily pääsee sen läpi esteettä saaden planeetan näyttämään hoikemmalta. Eri molekyylit tekevät kaasukehästä läpinäkymättömän eri aallonpituuksilla mutta asiassa on sittenkin aste-eroja. Myös molekyylien pitoisuus kaasukehässä vaikuttaa. Valon kulku kaasukehän läpi heikkenee sitä enemmän mitä suurempi molekyylien pitoisuus ja koko kaasukehän paksuus on. Siten ylikulkuja tarkkailemalla voidaan saada tietoa planeetan kaasukehän paksuudesta, koostumuksesta, ja muista ominaisuuksista.
Kiviplaneettojen kaasukehistä on kuitenkin hyvin hankalaa onnistua saamaan tietoa edes parhailla mahdollisilla teleskoopeilla. James Webb -avaruusteleskooppi, tähtitieteen tämän hetken tarkin ja merkittävin lippulaiva, on ollut kovassa käytössä, kun tutkijat ovat koettaneet havaita merkkejä TRAPPIST-1 -järjestelmän kiviplaneettojen kaasukehistä. Vaikka havainnoissa ei ole vielä onnistuttu, todennäköisesti siksi, että järjestelmän sisimmillä planeetoilla ei ole kaasukehiä, on JWST nyt suunnattu uuteen kohteeseen, lähitähteen 55 Cancri.
Yksi 55 Cancrin järjestelmän planeetoista, sisin kuuma supermaapallo 55 Cancri e, on havaittavissa sen ylikulkujen perusteella. Planeetta on kaikkea muuta kuin elinkelpoinen. Se kiertää tähtensä ympäri vain noin 18 tunnissa ja kylpee tähden voimakkaassa säteilyssä, joka kuumentaa planeetan pinnan peräti 3500 celciusasteen lämpötilaan. Planeetta on yksi kuumimmista tunnetuista, ja sitä on kuvailtu laavaplaneettana, jonka olosuhteissa kivi ja monet metallit ovat sulana ja jopa osin höyrystyneenä planeetan kaasukehään. Planeetta on luultavasti myös geologisesti aktiivinen ja sen pinta on aktiivisten tulivuorten täplittämä.
Tuoreet tulokset kuitenkin osoittavat ajatusten planeetan 55 Cancri e luonteesta olevan osittain vääriä. James Webb -avaruusteleskoopin havainnot osoittavat vääjäämättä, että planeetan kaasukehä koostuu keveämmistä kaasuista höyrystyneen kiviaineksen sijaan. Todennäköisesti sen kaasukehä on pääosin hiilidioksidia ja hiilimonoksidia. Tutkijoiden arvion mukaan planeettaa peittävät laavakentät, joiden purkaukset uudistavat kaasukehää jatkuvasti hiilidioksidilla ja -monoksidilla. Kyse on silti vain arviosta — tarkkaa kaasukehän koostumusta on mahdotonta arvioida, koska havainnot ovat yhteensopivia useiden erilaisten mallien kanssa. On silti selvää, että planeetan kaasukehästä on nyt saatu infrapuna-alueen havaintoja, jotka osoittavat kiistatta sen koostuvan omankin planeettakuntamme planeettojen kaasukehistä tutuista helposti kaasuuntuvista yhdisteistä.
Jos onnistuisimme matkaamaan vierailulle 55 Cancri e:n pinnalle, näkisimme valtavat laavakentät (Kuva 2.) ja ehkäpä pinnan tulivuoia, joiden ajoittaiset purkaukset vapauttaisivat runsaasti pölyä planeetan kaasukehään ja jopa avaruuteen sen kiertoradalle tähtensä ympäri. Laavakenttien purkaukset vapauttaisivat kaasuja ja pitäisivät siten yllä planeetan kaasukehää, joka on tähden voimakkaalle säteilylle alttiina ja karkaa siksi avaruuteen verrattaen nopeassa tahdissa. Planeetalla saattaisi olla pilvenmuodostusta, kun laavakentiltä vapautuvat ainekset tiivistyisivät korkeammalla kaasukehässä. Joka tapauksessa planeetta on vuorovesilukkiutunut ja näyttää siten tähdelleen ainoastaan toisen puolensa. Se aiheuttaa valtaisia lämpötilaeroja planeetan valoisan ja pimeän puoliskon välille, mikä puolestaan tuottaa voimakkaita kaasukehän virtauksia, kun lämpö pyrkii tasaantumaan. Kyse ei ole siksi vain kuumasta laavaplaneetasta, vaan suoranaisesta tulimyrskyjen maailmasta, jonka olosuhteissa ihmisenkaltaiset elävät organismit eivät voi koskaan edes vierailla.
Mikään ei kuitenkaan ole täysin varmaa. Kivisten eksoplaneettojen kaasukehät ovat ohuita, ja niiden tutkiminen ylikulkujen avulla, transmissiospektroskopian keinoin, on erittäin haastavaa. Vain pieni murto-osa tähden säteilystä kulkee planeetan kaasukehän läpi jättäen säteilyspektriin kaasukehän koostumuksesta kertovat hiuksenhienot poikkeamat. Tulevat, tarkemmat ja kattavammat havainnot saattavat siten tuottaa suuriakin yllätyksiä ja muuttaa planeettojen luonteesta ja koostumuksesta tehtyjä tulkintoja. Se kuuluu kuitenkin normaaliin tieteellisen tiedonhankinnan etenemiseen ja on vain hyväksyttävä osana tieteen toimintaa.
Vastaa
Maankaltainen planeetta tähden Gliese 12 järjestelmässä
Tiedejournalismi on parhaimmillaan sitä, että suuren yleisön tietoon saatetaan kiinnostavia uusia tutkimustuloksia, joilla on yhteiskunnallista merkitystä tai joista suuri määrä ihmisiä on kiinnostunut. Uudet planeettalöydöt ovat sinällään hyödyttömiä* yhteiskunnallisesti, koska emme voi koskaan muuttaa toiselle planeetalle oppimatta ensin huolehtimaan omamme pysymisestä elinkelpoisena, mutta ne herättävät tieteiskirjallisuuden pyörteissä marinoituneet mielet kuvittelemaan minkälaista elämä voisi uudessa maailmassa olla. Tutkijat julkaisevat tuloksensa ja kirjoittavat huolella niiden julkistamisen kylkiäisiksi tiedotteen, josta kaikki oleellinen käy ilmi. Ja sitten paikalle saapuvat sensaatiohakuiset mediat, jotka tekevät ylitulkintoja, ja revittelevät otsikoita sivuuttaen itse tieteen ja sen mitä tutkijat oikeastaan havaitsivatkaan.
Kun uutisartikkeli sanoo astronomien löytämän uuden eksoplaneetan olevan maankaltainen ja asuttava, tunnen lähinnä, miten puna leviää kasvoilleni myötähäpeän merkiksi. Tiedän jo tutkimustuloksesta mitään lukematta, että asuttavaa planeettaa ei todellakaan ole löydetty. Ihmiskunnalla ei ole käytössään ainuttakaan tähtitieteellistä instrumenttia, jolla jonkin maapalloa jollakin tavalla muistuttavan planeetan asuttavuuteen voitaisiin edes ottaa kantaa. Termi edustaa siis puhdasta fiktiota, ja sen käyttö tiedeuutisoinnissa on harhaanjohtavaa. Olemme yhteiskuntana monella tapaa median sensaatiohakuisuudelle alttiina kuin se pieni kyläyhteisö, jonka poika aina vain huusi sutta. Kun jonakin päivänä sitten saamme merkkejä todennetusti elävästä planeetasta, uskon monen lukijan vain sivuuttavan tiedon journalistien liioitteluna. Sama pätee tietenkin myös merkittävämpiin yhteiskunnallisiin asioihin.
Uusi planeettalöytö on joka tapauksessa kiinnostava, joten on syytä avata hiukan tarkemmin mitä oikein tiedämme eksoplaneetasta Gliese 12 b ja mitä emme.
Planeetan nimi antaa ensimmäiset tiedonmuruset. Gliese 12 tarkoittaa tähteä numero 12 Wilhelm Gliesen vuoden 1957 luettelossa, johon listattiin kaikkein lähimpiä tunnettuja tähtiä. Koska ylivoimainen valtaosa kaikista lähitähdistä on punaisia kääpiötähtiä, ja koska kirkkaammilla lähitähdillä on tyypillisesti parempiakin nimityksiä kuin vain luettelonumerot, on selvää, että Gliesen luettelonumeroa käytettäessä kyse on himmeästä lähiavaruuden tähdestä ja siksi likimain varmasti punaisesta spektriluokan M kääpiötähdestä. Gliese 12 tosiaankin on tyypillinen punainen kääpiötähti — se on massaltaan ja kooltaan noin neljänneksen Auringosta ja pintalämpötilaltaan viileä 3000 celsiusasteessa loistava plasmapallo. Vaikka lämpötila voi vaikuttaa korkealta, kyse on viileästä tähdestä verrattaessa Auringon 5500 °C lämpötilaan. Lämpötilaero tarkoittaa myös sitä, että Gliese 12 on kirkkaudeltaan vain vajaan prosentin verran Auringon kirkkaudesta.
Lämpötila ja kirkkaus sanelevat fysikaalisia reunaehtoja tähden Gliese 12 planeettakunnalle ja planeettojen ominaisuudet riippuvat monella tapaa juuri tähden ominaisuuksista. Tähtitieteilijät voivat laskea tähden kirkkauden avulla millä etäisyydellä sen säteily lämmittäisi planeetan pinnan nestemäisen veden esiintymisen mahdollistavalle lämpötilavälille 0-100 °C. Laskelmat ovat varsin suoraviivaisia ja perustuvat yksinkertaisiin termodynaamisiin periaatteisiin mustan kappaleen säteilijöistä. Käsitteellä tarkoitetaan kappaletta, joka on vakiolämpötilassa, ja vapauttaa lämpötilansa mukaisesti energiaa useilla eri aallonpituuksilla. Mitä viileämpi kappale on kyseessä, sitä pidemmillä aallonpituuksilla valtaosa energiasta vapautuu. Esimerkiksi Aurinko vapauttaa eniten energiaansa keltaisena valona, kun taas viileämmät punaiset kääpiötähdet vapauttavat kokonaisuutena paljon vähemmän energiaa ja siitäkin suurimman osan mikroaaltosäteilynä, punaisen valon ollessa dominoiva säteilyn komponentti ihmissilmällä tarkasteltuna.
Tietäessämme tähden ominaisuudet, ja erityisesti sen mustan kappaleen lämpötilan, voimme laskea kuvitteellisen planeetan pinnalle eri etäisyyksillä saapuvan säteilyn määrän. Jos oletamme, että planeetta imee itseensä kaiken säteilyn, ja on myöskin mustan kappaleen säteilijänä tasapainotilassa, se säteilee kaiken saamansa säteilyenergian avaruuteen oman lämpötilansa edellyttämällä tavalla. Oletus mahdollistaa kuvitteellisen planeetan pintalämpötilan laskemisen yksinkertaisilla yhtälöillä. Silloin voimme periaatteessa arvioida minkä tahansa havaitsemamme eksoplaneetan pintalämpötilaa karkealla tavalla.
Todellisuus on kuitenkin oletuksia monimutkaisempi. Planeetat heijastavat aina osan niiden pintaan saapuvasta säteilystä, joten ne ovat viileämpiä kuin mustan kappaleen oletukset edellyttävät. Myös planeettojen kaasukehillä on vaikutuksensa. Pienetkin määrät kasvihuonekaasuja aiheuttavat kasvihuoneilmiön, joka nostaa planeetan pintalämpötilaa merkittävästi laskennallista suuremmaksi. Omalla planeetallamme on napajäätiköitä ja muita heijastavia pinnanmuodostumia, jotka saavat noin 30% kaikesta Auringon säteilemästä energiasta heijastumaan avaruuteen. Ilmakehä kuitenkin lämmittää merkittävällä tavalla, ja planeettamme keskilämpötila on mukavat 15 °C — planeettamme laskennallinen tasapainolämpötila on noin -18 °C. Vastaavasti, esimerkiksi Venuksen paksu, pääasiassa hiilidioksidista muodostunut kaasukehä nostaa pintalämpötilan yli 500 celsiusastetta laskennallista korkeammaksi. Planeetat myös pyörivät eri nopeuksilla, mikä tasoittaa tai kasvattaa niiden pintojen lämpötilaeroja merkittävillä tavoilla.
Fysiikalla on seurauksensa myös eksoplaneetan Gliese 12 b olosuhteille. Sen laskennalliseksi pintalämpötilaksi on ilmoitettu 42 celsiusastetta, eli noin 60 astetta maan tasapainolämpötilaa enemmän. Silloin ohutkin kaasukehä tekisi helposti planeetasta täysin elinkelvottoman sen pinnan kuumuuden vuoksi. Oman lusikkansa soppaan tuo se tosiasia, että kiertäessään tähtensä vain noin kolmessatoista päivässä Gliese 12 b on lähes takuuvarmasti vuorovesilukkiutunut näyttämään aina toisen puoliskonsa tähteensä toisen ollessa ikuisesti pimeydessä. Silloin valoisa puoli on varmuudella liian kuuma elämän esiintymiselle ja elämän edellytykset koko planeetan pinnalla vaikuttavat heikoilta. Jos planeetalla on kaasukehä, se voi tasata lämpötilaeroja kuljettaen virtauksien avulla lämpöenergiaa valoisalta pimeälle puoliskolle. Planeetta on silloin ainaisten myrskytuulien kourissa, ja vaikka pimeän ja valoisan puoliskon väliin saattaisikin muodostua elinkelpoisten olosuhteiden vyöhyke, kuin rengasmainen elinkelpoinen alue, vaikuttaa jo laskennallinen lämpötila liian korkealta, jotta planeettaa voitaisiin kutsua elinkelpoisen vyöhykkeen planeetaksi.
Elinkelpoisuus arviotavana
Tarkemmat laskelmat eksoplaneettojen lämpötilaolosuhteiden selvittämiseksi vaativat taustalleen tietoa planeetan kaasukehästä. Gliese 12 b on vasta löydetty TESS ja CHEOPS-avaruusteleskooppien ylikulkuhavainnoista, ja sen kaasukehää ei ole voitu vielä tutkia. Jos kaasukehä on olemassa, sen ominaisuuksia saattaa olla mahdollista kartoittaa James Webb -avaruusteleskoopilla, jonka avulla on koetettu tutkia myös vastaavankaltaisia TRAPPIST-1 -järjestelmän sisäplaneettoja. Vaikka TRAPPIST-1 -järjestelmän sisimmät planeetat osoittautuivatkin kaasukehättömiksi kivenmurikoiksi, Gliese 12 b:n kaasukehästä ei voida sanoa mitään vailla havaintoja. Paljon voidaan kuitenkin sanoa jo perustuen siihen, mitä vastaavista planeetoista ja niiden fysiikasta tiedämme, sekä karkeisiin oletuksiin ja yksinkertaisilla kaasukehämalleilla tehtyihin laskelmiin.
Tarkemmat laskelmat elinkelpoisen vyöhykkeen sijainnista tähden Gliese 12 ympärillä paljastavat planeetan b olevan auttamatta vyöhykkeen sisäreunan sisäpuolella (Kuva 1.). Puerto Ricon yliopiston tutkijan Abel Mendezin ylläpitämään mahdollisten elinkelpoisten eksoplaneettojen luetteloon tuore löytö ei mahdu, koska se on liian lähellä tähteään. Planeetta ei ole optimistisen elinkelpoisen vyöhykkeen sisällä, ja se on todennäköisesti niin kuuma, että vesi höyrystyy sen olosuhteissa. On mahdollista, että planeetalla on venuksenkaltainen paksu kaasukehä, jonka massiivinen kasvihuoneilmiö ja paine tekevät planeetan pinnasta helvetillisen painekattilan.
Kuumuus on vain yksittäinen tekijä. Planeetan massaa ei ole onnistuttu määrittämään, joten sen koostumus on täysin hämärän peitossa. Vaikka todennäköinen koostumus on samankaltainen kuin Maalla tai Venuksella, on mahdollista, että planeetalla on massiivisempi ydin ja huomattavasti paksumpi kaasukehä kuin kummallakaan oman järjestelmämme sisarplaneetoista. Silloin se olisi jonkinlainen kuuma supermaapallo, jonka kaasukehän paineessa olosuhteet saattaisivat olla vielä Venustakin vihamielisemmät elämälle.
Gliese 12 b poikkeaa kuitenkin takuuvarmasti Maasta lämpötilajakautumaltaan. Sen valoisa puoli on kuuma ja pimeä puoli kylmä, ellei paksu, myrskyisä kaasukehä tasaa lämpötilaeroja tehokkaasti. On vaikeaa nähdä, että sellaisissa olosuhteissa esiintyisi elämälle suotuisia ympäristöjä. Lisäksi, planeetan keskilämpötilan ollessa luultavasti lähellä veden kiehumispistettä tai sen tuolla puolen, riippuen kaasukehän paksuudesta, sen pinnalla on hankala odottaa olevan elämälle soveltuvia olosuhteita edes pimeällä, viileämmällä puolella.
Gliese 12 b:n kaltaiset planeetat eivät ole erityisen harvinaisia, vaan ne edustavat jopa yhtä yleisimmistä planeettatyypeistä Auringon lähinaapurustossa. Lähintä tähteä Proxima Centauri kiertävä nimellä Proxima b tunnettu kappale on likimain vastaavankaltainen, joskin viileämpi kuin Gliese 12 b, mikä tekee sen mahdollisuuksista olla elinkelpoinen paremmat. Tähtitieteilijät eivät kuitenkaan ole innostuneet turhaan. Gliese 12 b on erityisasemassa siksi, että siitä on kyetty tekemään havaintoja ylikulkumenetelmällä. Ylikulut ja niiden havaitseminen eri aallonpituuskaistoilla ovat oleellisessa asemassa, kun planettojen koostumuksia koetetaan arvioida James Webb -avaruusteleskoopin avulla.
Läheisyytensä vuoksi Gliese 12 b on siinä harvalukuisten planeettojen joukossa, jotka ovat kooltaan maankaltaisia ja joiden ylikulut ovat havaittavissa oman planeettamme suunnasta riittävällä tarkkuudella kaasukehän koostumuksen määrittämiseksi. Tulevat havainnot eivät siksi paljasta vain uuden planeettatuttavuuden ominaisuuksia, vaan ne antavat yleisempää tietoa siitä, minkälaisia kaasukehiä vastaavilla pienten punaisten kääpiötähtien planeetoilla voi olla. Se taas auttaa arvioimaan kuinka yleisiä elinkelpoiset planeetat ovat vastaavissa järjestelmissä galaksissamme ja koko maailmankaikkeudessa.
* Uudet planeettalöydöt eivät tietenkään ole yhteiskunnallisesti täysin hyödyttömiä koskaan. Ne inspiroivat valtavan määrän nuoria luonnontieteiden pariin, jättävät jälkensä tietoihimme maailmankaikkeudesta, vaikuttavat kulttuuriin ja taiteeseen ja niiden etsintä johtaa vääjäämättä teknologisiin innovaatioihin. On silti toki mahdollista, että ihmiskunta ei hyödy yksittäisestä eksoplaneetasta mitenkään.
Vastaa
Kuumien jupiterien jäljillä, osa 3
Planeettojen daavidit ja goljatit
Vanhoja havaintoaikahakemuksia on joskus hauskaa selailla jälkeenpäin. Niistä käy ilmi tieteen asteittainen eteneminen, koska hakemuksia voi kirjoittaa vain huomioiden se, mitä niitä kirjoitettaessa tiedetään ja mitä ei. Yksittäisen hakemuksen tieteellisistä perusteista saa helposti kattavan läpileikkauksen tieteenalan tilasta tiettynä ajanhetkenä. Hakemuksia on lisäksi tehtailtava jatkuvasti, jotta on mahdollista saada maailman parhaita instrumentteja käyttöönsä, joten läpileikkauksia tulee kirjoitettua säännöllisesti erilaisiin havaintoprojekteihin.
Havaintoaikahakemusten hyväksyminen puolestaan määrittää voimakkaasti sitä, mitä tieteellisiä projekteja voidaan koskaan toteuttaa ja mitä ei. Monet lupaavatkin projektit kaatuvat jatkuvasti siihen, että niille ei myönnetä havaintoaikaa ja siksi ne eivät koskaan oikeastaan edes käynnisty. Esimerkki sellaisesta on vuoden 2013 havaintoaikahakemuksemme, jossa yhdessä chileläistyneen skotlantilaisastronomin, James Jenkinsin, ja muutaman muun tutkijan kanssa halusimme havaita kuumien jupiterien planeettakumppaneita.
Hakemuksessa oli taustalla kylmän tieteellinen logiikkansa. Kuumien jupiterien planeettakumppaneita ei tunnettu, joten niiden etsintä vaikutti erittäin merkittävältä selvitettäessä planeettakuntien muodostumismekanismeja. Oli oikeastaan hyvin hämmentävää, että sellaisia havaintoja ei oltu koetettu radiaalinopeusmenetelmällä — aina, kun kuuma jupiter löytyi, kyseinen tähti tavallisesti vain pudotettiin pois havaittavien kohteiden listalta ajanhukkana. Aivan kuin kohteesta olisi jupiterin löytymisen myötä saavutettu täydelinen ymmärrys, ja lisähavaintoihin ei olisi ollut enää tarvetta. Taustalla oli ajatus siitä, että kuumat jupiterit suistivat kaikki muut planeetat radoiltaan muuttaessaan tähtiensä lähelle, joten vaikutti loogiselta käyttää niukat havaintoresurssit sellaisiin kohteisiin, joista voisi tehdä uusia planeettalöytöjä. Halusimme kuitenkin ”Projekti goljatiksi” otsikoimassamme hakemuksessa testata asiaa perustuen havaintoihin pelkkien oletusten sijaan. Koko kuumien jupiterien olemassaolo kun oli osoittanut, miten luonto jaksaa jatkuvasti osoittaa testaamattomien oletustemme perusteet vääriksi.
Hakemuksessamme goljateiksi kutsuttiin kuumia jupitereita, jotka heilauttivat tähtiään valtavalla tavalla — niin valtavalla, että niiden havaitseminen oli suorastaan helppoa jo 1990-luvun instrumenteilla. Daavidit olivat sitten pienempiä planeettoja, jotka olivat taistelleet olemassaolostaan jupiterien muutaessa tähtensä lähelle. Daavidit, jos niitä siis oli edes olemassa, olivat välttäneet törmäykset tähtensä ja jupiterinsa kanssa, sekä sinkoutumisen ulos koko planeettakunnasta kahden järjestelmää määrittävän suuremman kappaleen vetovoimien vaikutuksesta. Ne kertoisivat omaa kieltään järjestelmän mahdollisista muodostumismekanismeista, ja joka tapauksessa sulkisivat löytyessään pois sen vaihtoehdon, että järjestelmän kuuma jupiteri olisi syntynyt tyypin II migraation seurauksena oltuaan ensin äärimmäisen soikealla kiertoradalla.
Jopa maankaltaisten, elinkelpoisten planeettojen olemassaolo oli teoreettisesti mahdollista kuumien jupiterien järjestelmissä. Tietokonesimulaatiot osoittivat, että sisemmän planeettakunnan kiviplaneetat joutuivat kaaoksen kouriin ja niistä valtaosa tuhoutui jättiläisplaneetan migraation seurauksena, mutta jotkut päätyivät stabiileille radoille kuuman jupiterin radan ulkopuolelle. Pienten kiviplaneettojen oli jopa mahdollista jäädä tähtensä elinkelpoiselle vyöhykkeelle, jossa ne voisivat viettää miljardeja vuosia vakaalla radalla ehtien tarjota olosuhteet elämän synnylle, kehitykselle ja kukoistukselle. Ehdotimme etsivämme sellaisia planeettoja tunnettujen kuumien jupiterien järjestelmistä, mutta jäimme ilman havaintoaikaa, koska aika on yksi tärkeimmistä tieteellisistä resursseista ja sitä annetaan vain parhaista parhaille havaintoprojekteille. Aikaa liikenee vain aniharvoin sellaisille havainnoille, jotka perustuvat pelkkään spekulaatioon, ja siiihen, että edessämme on tieteen ja tuntemattoman rajapinta.
Apuun saapui kuitenkin sattuma. Kuten niin kovin usein tieteessä, onnettomat sattumukset muuttavat havaintoprojekteja ennalta arvaamattomilla tavoilla. Havaintoprojektit voivat mennä pieleen monella tapaa. Ehkäpä instrumentti ei toimi tai sattuu sairastuminen, ja koko projektia ei voida käynnistää. Monenlaiset sääilmiöt, kuten pilvet tai tuuli voivat estää havainnot täysin ennustamattomalla tavalla. Ehkäpä teleskooppi on rakennettu tuliperäiselle alueelle, jolloin läheinen tulivuorenpurkaus tekee havainnoista mahdottomia, kuten joskus käy vaikkapa La Palman observatoriolla Kanariansaarilla. Tai ehkä taivasta peittää sankka metsäpalojen tuottama savu, joka estää tähtitaivaan havaitsemisen kokonaan. Joskus teleskoopin suuntauksessa voi olla ongelmia tai sen kupu voi jumittua niin, että kaavailtuja havaintoja ei voida suorittaa. Silloin saatetaan havaita B-suunnitelmana joitakin toisia kohteita taivaalla. Kepler -avaruusteleskoopin kanssa kuumien jupiterien tutkijat olivat kuitenkin vieläkin onnekkaampia.
Kepler -avaruusteleskoopin gyroskooppien pettäessä tähtitieteilijöille oli selvää, että sen havaintoprojekti oli tullut päätökseen. Teleskoopilla oli havaittu samaa 150 000 tähden täplittämää kaistaletta taivasta, mutta gyroskooppien petettyä instrumenttia ei enää voitu suunnata vakaasti samaan kohtaan taivasta. Gyroskoopit ovat oikeastaan varsin yksinkertaisia laitteita. Ne ovat akselinsa ympäri pyöriviä hyrriä, joiden pyörittäminen yhteen suuntaan saa teleskoopin itsensä kääntymään hitaasti vastakkaiseen suuntaan johtuen pyörimismäärän säilymisestä. Kun käytössä on kolme kohtisuoraan toisiaan vastaan pyörivää gyroskooppia, teleskooppia voi kääntää halutessaan saumattomasti mihin tahansa suuntaan, ja se voidaan esimerkiksi pitää suunnattuna yhteen tiettyyn pisteeseen taivaalla pitkiä aikoja. Vuonna 2012 yksi Keplerin neljästä gyroskoopista kuitenkin rikkoutui. Vain vuotta myöhemmin toinenkin lakkasi toimimasta, jolloin teleskoopin suuntaus ei enää onnistunut.
Ratkaisuna oli vaihtaa havaintostrategiaa ja hylätä aikeet tarkkailla samaa tähtien joukkoa. Nimellä K2 tunnettu uusi havaintoprojekti perustui siihen, että ei edes pyritty tarkkailemaan samaa taivaan kaistaletta, vaan havaittavaa taivaan kohtaa vaihdettiin aina noin kolmen kuukauden välein. Havainnot kärsivät tarkkuudesta, koska teleskooppia ei voitu pitää suunnattuna samaan kohtaan yhtä hyvällä tarkkuudella kuin kolmen gyroskoopin ollessa käytössä, mutta vastapainoksi saatiin havaintosarjoja uusista osista taivasta. Kuumien jupiterien havaitsemiseen tarkkuuden heikkeneminen taas ei juurikaan vaikuttanut, joten tuloksena oli satoja uusia löytöjä, jotka antoivat runsaasti tietoa kuumien jupiterien moninaisuudesta ja yleisyydestä erilaisten tähtien kiertolaisina. Eräs kiinnostava löytö tehtiinkin vuonna 2015, kun K2 teki havaintoja siitä kohdasta taivasta, jossa sijaitsi tunnettu kuuma jupiter WASP-47 b.
Kepler -avaruusteleskoopin tarkkuus mahdollisti pienempienkin planeettojen löydöt. Oli silti yllättävää, että WASP-47 b ei ollutkaan kiertoradallaan yksin, vaan sen kumppanina oli ulompi neptunuksenkokoinen planeetta, joka kiersi tähden vain yhdeksässä päivässä. Se oli siten radallaan hyvin lähellä tähden vain runsaassa neljässä päivässä kiertävää kuumaa jupiteria. Toinen planeetta löytyi sisemmältä radalta — WASP-47 e on vain hiukan Maata suurempi kiviplaneetta, joka kiertää tähden aivan sen pintaa viistäen, vain noin 19 tunnissa. Järjestelmä vaikutti hämmästyttävältä, eikä ollut alkuunkaan selvää miten se oli voinut muodostua. Asiaan ei tuonut helpotusta neljäs planeetta, joka oli sekin jättiläisplaneetta mutta kauempana tähdestä, noin 1.4 AU:n etäisyydellä ja hiukan soikealla radalla. Kuumalle jupiterille tarvittiin siis muodostumismekanismi, joka ei edesauttanut sen sisemmän ja ulomman planeettakumppaniin suistumista radaltaan, ja joka oli mahdollinen toisenkin jättiläisplaneetan ollessa järjestelmässä kauempana tähdestään.
Havaintoa selittämään kehitettiin kolmas muodostumismekanismi. Jos jättiläisplaneetan ydin muodostui kauempana tähdestä, oli mahdollista että migraatioprosessi käynnistyi ennen kuin se kasvoi kaasujättiläiseksi. Silloin planeetta olisi päätynyt tähden lähelle ennen muuttumistaan jättiläiseksi ja kerännyt sitten lopulta vain kaasua itseensä planeettakunnan sisäosissa. Järjestelmän kaksi Daavidia olisivat siten onnistuneet jollakin tavalla välttämään jättiläismäisen kumppaninsa aiheuttaman tuhon. Ehkäpä sisempi, kuuma supermaapallo oli muodostunut varhain ja päätynyt niin lähellä tähteään, että oli säästynyt kaoottisilta radan muutoksilta. Ulompi neptunus taas oli saattanut sekin muodostua jo varhain mutta sen pienemmän ytimen ympärille oli kertynyt vain vähän kaasumaista ainesta massiivisemman naapurinsa kerättyä valtaosan materiasta.
Todennäköisemmältä vaikuttaa kuitenkin planeettojen eriaikainen synty. Jos kaasujättiläiset syntyivät ensin ja päätyivät lähelle nykyisiä sijojaan jo varhain, olisi pienempien planeettojen synty niiden lomaan ollut edelleen mahdollista. Samalla jättiläisplaneettojen mukana kulkeutunut kaasu olisi voinut edesauttaa neptunuksenmassaisen kappaleen syntyä radalle kaasujättiläisten kiertoratojen välissä. On joka tapauksessa selvää, että kaikki kolme syntyprosessia ovat olleet osaltaan tuottamassa sitä havaittujen kuumien jupiterien populaatiota, joka on havaittu lähitähtien kiertoradoilta. Kaikki riippuu vain yksityiskohdista, kuten käsillä olevasta kaasun ja pölyn määrästä, kaasukiekon eliniästä tähden ympärillä, sekä siitä, mitkä protoplaneetat saavuttavat ensimmäisinä riittävän koon haaliakseen itselleen merkittävän kaasuvaipan vetovoimansa avulla. Luultavasti luonto tuottaa kokonaisen jatkumon erilaisia tapoja muodostaa kuumia jupitereita, aivan kuten planeettojen synnyn lopputuotteena on valtaisa kirjo erilaisia planeettoja erilaisissa planeettakunnissa.
Lisää vastaavanlaisia planeettakuntia löytyy edelleen TESS -avaruusteleskoopin suunnattomasta datavirrasta. Vaikka maankaltaisten planeettojen löydöt kuumien jupiterien järjestelmistä tuskin realisoituvat vielä pitkiin aikoihin, on kuitenkin varmaa, ettemme voi aliarvioida mitä luonto nähtäväksemme tuottaa. Vain se tosiasia, ettemme ole havainneet tietynlaisia planeettoja tai planeettakuntia, ei tarkoita, ettei niitä olisi olemassa. Muutoinhan emme olisi koskaan löytäneet sen kummemmin näitä eksoplaneettojen goljatteja kun daavideitakaan.
Viimeinen osa kolmiosaisesta kirjoituksesta liittyen kuumien jupitereiden havaitsemiseen ja yrityksiin ymmärtää miten ne muodostuvat. Kirjoitukseen innoitti Juliette Beckerin teksti ”Bizarre ‘Hot Jupiter’ Planets Keep Surprising Astronomers”, Scientific American -lehdessä.
Vastaa
Kuumien jupiterien jäljillä, osa 2
Vuosien ja vuosikymmenten saatossa Struven ajatukset kuumista jupitereista jäivät unohduksiin, kun tähtitieteilijät jääräpäisesti arvelivat jupiterien olevan omamme tapaan kaukaisilla kiertoradoilla, joilla kiertoajat mitataan meille tutuissa kalenterivuosissa päivien sijaan. Juuri kukaan ei uskonut, että jupitereita voisi löytyä läheltä tähtiään. Yksinkertaiset laskelmat osoittivat vääjäämättä, että aurinkokuntien sisäosissa ei voisi olla riittävästi materiaa jättiläisplaneettojen muodostumiseen, joten niiden etsintä aivan läheltä tähtiään olisi siten ajanhukkaa. Miksi käyttää arvokkaista resursseista arvokkainta, aikaa, sellaisen etsimiseen, jota ei edes voi olla olemassakaan?
Yksi yleisimmistä virheistä, johon ammattitutkijat syyllistyvät, on tehdä ekstrapolointeja perustuen tunnettuihin tosiasioihin ja jättää siksi hedelmälliset tutkimussuunnat koettamatta. Prosessi on monesti alitajuinen, eikä siihen välttämättä liity tietoista päätöstä. Saatamme olla niin tottuneita tuntemiimme yksittäisiin esimerkkeihin, että kukaan ei tule edes ajatelleeksi asioiden voivan olla toisinkin. Aurinkokunnan rakenne on tietenkin yksi sellainen esimerkki, ja sen ajatusmaailmaamme rajoittavat vaikutukset voivat olla merkittäviä. Jos etsimme planeettakuntia kuten Aurinkokunta, etsimme pääasiallisesti jupitereita, jotka ovat kaukana keskustähdestään. Jos taas etsimme maapalloja, valitsemme kohteiksi auringonkaltaisia tähtiä. Niin tekivät monet eksoplaneettatutkijat ja osaltaan juuri siksi ensimmäiset varmennetut havainnot tehtiin vasta 1990-luvulla.
Kun tutkijat sitten havaitsivat kuumien jupiterien olemassaolon Michel Mayorin, Didier Quelozin, Paul Butlerin, Geoffrey Marcyn ja monen muun tutkijan pioneerityön tuloksena, avautui astronomeille tarkasteltavaksi kokonainen uudenlaisten kappaleiden luokka. Kuumat jupiterit olivat aivan erilaisia kuin mihin olimme hierarkisessa planeettakunnassamme tottuneet. Ne olivat planeettoja yhtä kaikki, mutta lähellä tähteään ne kuumenivat valtavasti tähtensä voimakkaassa säteilyssä ja suunnattomat myrskytuulet tasasivat niiden valtaisia lämpötilaeroja valoisan ja pimeän puoliskon välillä. Osa oli niin lähellä, että tähtituuli puhalsi niiden materiaa pitkäksi nauhaksi, joka sitten syöksyi lopulta tähden pintaan saaden planeetat vuotamaan massaansa tähteeensä. Toiset olivat soikeita, koska tähden vuorovesivoimat vaikuttivat planeettojen muotoon tehden niistä malliltaan kuin jättiläismäisiä kananmunia. Oman planeettakuntamme jättiläiset, Jupiter ja Saturnus, ovat suorastaan säyseitä pieniä kaasupalloja monen kuuman jupiterin rinnalla.
Eräs ongelma vain jäi ratkaisematta. Kukaan ei osannut kertoa miten kuumia jupitereita saattoi olla olemassa — nehän eivät voineet syntyä lähellä tähteään. Teoreetikot keksivät kuitenkin nopeassa tahdissa ratkaisuja, jotka vaikuttivat toimivan. Jo varhain keksittiin kaksi mahdollista mekanismia, joilla jupiterit saattaisivat muuttaa tähtiensä lähelle.
Kohti tähteä
Fysiikan lait ovat siitä mainio tutkimuskohde, että jos niiden toiminnan saa selville jossakin tilanteessa, voi luottaa siihen, että tilanteen toistuessa asiat tapahtuvat samalla tavalla. Perustavanlaatuisimmat lait, joita ymmärrämme syvällisimmin kvanttimekaniikan ja yleisen suhteellisuusteorian monimutkaisin matemaattisin kuvauksin, ovat muuttumattomia ja samanlaisia kaikkialla. Fysiikka toimii samalla tavalla nyt ja tulevaisuudessa, lähellä ja kaukana, ja aine ja avaruus noudattavat niiden sääntöjä vääjäämättömällä määrätietoisuudella kaikkialla ja kaikkina aikoina. Vaikka pohjimmiltaan kaiken teoriaa ei vielä olekaan olemassa, vaan kvanttimekaniikka ja suhteellisuusteoria ovat perustavalla tavalla ristiriidassa, ne kuitenkin selittävät ylivoimaisen valtaosan kaikesta, mitä maailmankaikkeudesamme voimme havaita mainiolla tavalla.
Fysiikka taas vaikuttaa tähtitieteessä kaikkeen, mitä edes voidaan tutkia. Fysiikka määrää minkälainen maailmankaikkeus on, millaisia sen rakennuspalikoina toimivat galaksit ovat, ja miten niiden valtaisat tähtien joukot rakentuvat, elävät ja kuolevat. Fysiikka vaikuttaa siihen, millasia planeettoja voi olla olemassa, miten ne syntyvät, ja mitä niille tapahtuu erilaisissa planeettakunnissa. Esimerkiksi valtavat, jupiterinkaltaiset planeetat eivät yksinkertaisesti voi syntyä kuin vain tiettyjen fysikaalisten reunaehtojen puitteissa. Ehdot, kuten liikemäärän ja energian säilymislait tai gravitaatiovoiman toiminta voimana, joka heikkenee suhteessa etäisyyden toiseen potenssiin, ovat takuuvarmasti kontrolloimassa planeettakuntien ja planeettojen syntyä.
Jupiterien syntyyn tarvitaan rittävän suuri protoplaneetta, jotta se kykenee oman vetovoimansa avulla haalimaan itselleen massiivisen kaasuvaipan ratansa ympäristön materiasta. Niiden synty on verrattaen helppoa — tarvitsee vain odottaa miljoonia vuosia, ja jotkin nuorta tähteä kiertävistä protoplaneetoista kyllä lopulta saavuttavat riittävän koon, mikäli esimerkiksi tähtikumppanit eivät häiritse niiden muodostumista ja massaa vain on riittävästi. Protoplaneetat syntyvät hiljalleen pölyhiukkasten ja lopulta suurempien kappaleiden törmätessä toisiinsa, joten siihen ei kelpaa kaasumainen vety ja helium, joita protoplanetaarisissa kiekoissa on alussa runsaasti. Kaasua kyllä tarvitaan myöhemmin, kun protoplaneetan vetovoima ottaa vallan ja ryhtyy kasaamaan itselleen kaasuvaippaa kertymäkiekon kaasusta.
Jupiterien synnyssä on rajoittavana tekijänä aluksi pölyn määrä ja lopuksi protoplaneettojen radan ympäristössä olevan kaasun määrä. Molempia on puolestaan saatavilla niin kutsutun lumirajan takana, eli etäisyydellä, jossa vesi on kiinteänä tähden säteilyn ollessa heikompaa ja estäen veden höyrystymisen. Silloin myös pölyä on runsaammin, ja jättiläisplaneettojen ytimet voivat muodostua jään ja silikaattien seoksesta. Mutta miten jupiterinkaltainen jättiläinen saataisiin muuttamaan aivan lähelle tähteään kaukaa, nuoren planeettakunnan ulko-osista? Jo varhain, vain vuosi ensimmäisen kuuman Jupiterin löydön jälkeen, Douglas Lin, yhdysvaltalais-kiinalainen astrofyysikko, ehdotti soveltuvaa fysikaalista mekanismia. Hänen vastauksensa oli kitka.
Syntyessään valtavat kaasuplaneetat ovat kaasumaisen kertymäkiekon tasossa ja siten kaasun ympäröiminä. Jos eivät olisi, vaan kaasu olisi jo ehtinyt haihtua avaruuteen voimakkaan tähtituulen myötä, eivät jättiläismäiset kaasuplaneetat voisi edes muodostua. Jos jupitereita siis syntyy, ne ovat vääjäämättä kaasun ympäröiminä. Kaasukiekkoon hautautunut jättiläisplaneetta kokee kuitenkin radallaan liikkuessaan kitkaa, joka varastaa siltä hiljalleen liike-energiaa. Hidastuminen taas saa sen putoamaan syvemmälle tähtensä vetovoimakaivoon, jolloin sen ratanopeus paradoksaalisesti kasvaa mutta se siirtyy lähemmäs tähteään. Mekanismi kuitenkin tarjoaa mainion selitysmallin kuumien jupiterien synnylle. Ne muodostuvat Aurinkokunnan jättiläisplaneettojen tapaan kaukana, planeettakunnan ulko-osissa, mutta yksinkertaisesti siirtyvät lähelle tähteään myöhemmin, koska rataliikkeen energia vähenee kitkan vaikutuksen vuoksi. Mekanismia kutsutaan ”tyypin I migraatioksi”, koska pian kävi ilmi sekin, että planeetat voivat muuttaa lähelle tähtiään muillakin mekanismeilla.
Ensin tarvittiin kuitenkin riittävä määrä havaintoja kuumista jupitereista, jotta voitiin tutkia tarkemmin niiden tilastollisia ominaisuuksia ja siten syntyprosesseja. Vaikka ensimmäisistä tunnetuista eksoplaneetoista moni olikin juuri eksoottinen 51 Pegasi b:n kaltainen kuuma jupiteri, vasta Kepler-avaruusteleskoopin tulokset ja tuhannet planeettalöydöt auttoivat vastaamaan planeettatyypin muodostumiseen liittyviin kysymyksiin. Tuloksista paljastui eräs kiinnostava yksityiskohta — kuumat jupiterit olivat yksinäisiä planeettoja. Niillä ei ollut planeettasisaruksia lainkaan. Se vaikutti odottamattomalta siinä kontekstissa, että planeettoja tuntui olevan kaikkialla joukoittain. Usean planeetan järjestelmät paljastuivat erittäin yleisiksi mutta kuumat jupiterit olivat yksinäisiä. Rauhallinen muuttoliike lähellä tähteä kaasukiekon kitkan vaikutuksesta ei kuitenkaan olisi hävittänyt järjestelmän kaikkia muita planeettoja, vaikka olisikin saattanut suistaa sisemmät kiviplaneetat radoiltaan.
Siksi tutkijat ehdottivat toista, väkivaltaisempaa mekanismia kuumien jupiterien synnylle. Vuorovesimigraatio, tai tyypin II migraatio, pyrki selittämään havaintoja olettamalla, että kaasukiekko on ohut ja sen kitka ei riitä liikuttamaa jupitereita syntysijoiltaan paljoakaan. Kun kaasu sitten poistuu tähden fuusioreaktioiden ja tähtituulen kunnolla käynnistyttyä, planeettoihin vaikuttavat enää vain toistensa vetovoimat. Kaasun kitkalla on kuitenkin toinenkin merkitys. Se estää planeettojen ratoja muuttumasta soikeiksi ja pyrkii pyöristämään ne täydellisiksi ympyröiksi. Vastaavasti, planeettojenväliset vetovoimat pyrkivät pumppaamaan soikeutta suuremmaksi jokaisella ratakierroksella. Kaasun poistuttua planeettojen ratojen soikeus pääsee siis kasvamaan merkittäväksi ja sillä on seurauksensa.
Jupiterin päätyessä soikeammalle radalle, sen vetovoimavaikutukset lähimpiin toisiin planeettoihin kasvavat suuremmiksi. Kun soikeus vain kasvaa, jupiterit suistavat naapuriplaneetat radoiltaan ja heittävät ne ulos planeettakunnasta tai törmäyskursille itsensä tai tähtensä kanssa. Syntyy eksentristen jupiterien planeettaluokka, jonka edustajia on niinikään havaittu useita kiertämässä lähitähtiä. Kun eksentrisyys kasvaa suureksi, planeetta käy joka ratakierroksella tähden lähellä sisemmässä planeettakunnassa ennen palaamistaa kauemmas tähdestään.
Tähden vetovoima kuitenkin vaikuttaa myös. Jokainen vierailu tähden lähelle saa planeetan menettämään hiukan liike-energiaansa. Menettäessään liike-energiaa tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta, planeetta ei siten enää onnistukaan pakenemaan radallaan niin kauaksi tähdestä ja sen gravitaatiokaivosta, jolloin sen radan kauimmaisin piste siirtyy lähemmäksi. Rata tähden ympäri siis kutistuu, mutta samalla sen soikeus vähenee. Lopputuloksena kuuma jupiter on syntynyt ja se kiertää tähteään aivan sen lähellä, lähes täydellisellä ympyräradalla.
Se, kumpi migraation tyypeistä on pääroolissa riippuu kaasukiekon eliniästä ja planeettojen muodostumisnopeudesta. Jos jupiterit ehtivät muodostua kiekon vielä ollessa voimissaan, ne voivat muuttaa lähelle tähteään kitkavoimien vaikutuksesta. Jos taas kaasukiekko haihtuu ennen kuin planeetat ovat ehtineet kauaksi syntysijoiltaan, voivat planeettojen väliset vuorovaikutukset ryhtyä kasvattamaan eksentrisyyksiä ja tuottaa kuumia jupitereita planeettojen menettäessä liike-energiaansa tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta. Mekanismeista molemmat voivat lisäksi vaikuttaa samoihin planeettoihin — kyse ei ole toisensa poissulkevista mekanismeista, vaan jotkut kuumat jupiterit saattavat päätyä tähtensä lähelle molempien efektien vaikutuksesta. Havaittavia eroja syntyy lähinnä prosessin vaikutuksesta muihin planeettakunnan kappaleisiin. Jos jättiläisplaneetan radan ensentrisyys pääsee kasvamaan suureksi, sen vetovoima suistaa taatusti muut planeettakunnan kappaleet radoiltaa ja se päätyy tähtensä ainoaksi kiertolaiseksi. Siksi tyypin II migraation ajateltiin selittävän kuumien jupiterien synnyn luotettavasti — yhdeltäkään niistä kun ei tunnettu planeettakumppaneita.
Kunnes tähtitieteilijät löysivät sellaisia vuonna 2015.
Toinen osa kolmiosaisesta kirjoituksesta liittyen kuumien jupitereiden havaitsemiseen ja yrityksiin ymmärtää miten ne muodostuvat. Kirjoitukseen innoitti Juliette Beckerin teksti ”Bizarre ‘Hot Jupiter’ Planets Keep Surprising Astronomers”, Scientific American -lehdessä.
Vastaa
Kuumien jupiterien jäljillä
Yksi tähtitieteen monilahjakkuuksia 1900-luvun alkupuoliskolla oli baltiansaksalaiseen perheeseen syntynyt venäläinen astronomi Otto Struve. Hän opiskeli nykyisellään Venäjän imperialistisen sodan kourissa kärsivän Kharkivin yliopistossa Ukrainassa mutta pakeni maasta bolshevikien vallankaappauksen nostattaman väkivaltaisen kuohunnan vuoksi. Struven suku pelkäsi bolshevikkivainoja ja muutti ensin Sevastopoliin, josta Otto päätyi myöhemmin Turkkiin oltuaan tappiolle jääneiden valkoisten armeijassa sisällissodan pyörteissä. Pako oli varsinainen onnenpotku tähtitieteelle mutta tragedia nuorelle astronomille, joka menetti suuren osan perheestään.
Tähtitieteilijänä Struve tutki monenlaisten tähtien aallonpituusjakautumaa, eli spektriä, ja onnistui ensimmäisenä havaitsemaan tähtien pyörivän. Hän havaitsi myös pyörivien tähtien pinnan liikkeessä säännönmukaisuuksia, jotka johtuvat tähden spektriluokasta ja siten massasta. Havainto johti ymmärrykseen tähtien kehityksestä, elämästä ja kuolemasta. Struve tutki tähtien magneettikenttiä, kaasukehiä ja niiden turbulenssia, ja kuorikerroksia. Hän erikoistui kaksoistähtien tarkasteluun ja kehitti menetelmiä niiden tutkimiseen spektrihavaintojen perusteella. Struve rakensi tutkimuksiaan varten itselleen jopa teleskoopin — Austinin yliopiston McDonaldin observatorion 2.1 metrinen teleskooppi Yhdysvaltain Texasissa oli valmistuessaan vuonna 1939 maailman toiseksi suurin tähtitieteellinen havaintolaite. Struve julkaisi urallaan yli 900 tieteellistä artikkelia tai kirjaa ja oli yksi tuotteliaimmista modernien aikojen tähtitieteilijöistä.
Struve ajatteli tieteenalaansa laajasti, ja teki laajalti erilaisia huomioita tähtitieteen tutkimuksesta ja tutkimuskohteista. Yhdessä vain vähän huomiota saaneessa artikkelissaan Struve pohti eksoplaneettojenkin havaitsemista. Hän piti tärkeänä, että tähtitieteilijät ryhtyisivät pohtimaan mahdollisuuksia havaita toisia tähtiä kiertäviä planeettoja, jotta saataisiin tietoa niiden yleisyydestä lähitähtien kiertolaisina. Samalla Struve viittasi astrometrisillä havainnoilla saatuihin tuloksiin, joita oli alkanut pulpahdella pinnalle erityisesti Sproulin observatorion suunasta, Yhdysvalloista.
Vuoden 1943 artikkelissaan, yhdysvaltoihin muuttanut tanskalainen tähtitieteilijä Kaj Strand julkaisi tuloksia, joiden mukaan toista kaksoistähden 61 Cygni tähdistä kiersi näkymätön kumppani. Strandin mukaan se oli massaltaan hyvin pieni, vain kuudeskymmenesosan Auringon massasta tai noin kuusitoistakertaa Jupiteria massiivisempi. Hän ei epäröinyt sanankäänteissään, vaan ilmaisi löytämänsä ”pimeän kappaleen” olevan kirkkaudeltaan niin vähäinen, että sen kutsuminen planeetaksi tähden sijaan olisi perusteltua. Strand antoi ymmärtää kyseessä olevan ensimmäisen kerran, kun planeetan aiheuttamaa liikettä on onnistuttu havaitsemaan Aurinkokunnan ulkopuolella. Havainto tehtiin Sproulin observatoriossa, Yhdysvalloissa, jonka johtajana vaikutti tuolloin muuan Peter van de Kamp.
Strand raportoi planeetan kiertoajaksi 4.9 vuotta ja sen radan olevan muodoltaan hyvin eksentrinen, eli soikea (Kuva 1.). Havainnoissa oli kiinnostava ongelma — ei tiedetty kumpaa 61 Cygnin tähdistä havaittu planeetta kiersi, koska tähtien paikkoja taivaalla oli mitattu vain suhteessa toisiinsa. Mutta se ei estänyt näkymättömän kappaleen massan määrittämistä. Massa oli selvästi pienempi kuin minkään tuolloin tunnetun aurinkokunnanulkopuolisen kohteen.
Strandin havainto oli yksi Otto Struvea innoittanut tieteellinen tulos. Toinen oli van de Kampin vuonna 1944 julkaisema tieto (3), jonka mukaan tähden Lalande 21185 sekä Barnardin tähden liikkeessä taivaalla oli havaittu poikkeamia, jotka kertoivat liikkeen muuttuvan, mahdollisesti niitä kiertävien pienimassaisten kumppaneiden vetovoimavaikutuksesta. Niin Sarah Lippincottin tutkima Lalande 21185 kuin Barnardin tähtikin olivat havaintokohteina Sproulin observatorion kampanjassa, jonka takuumiehenä toimi Peter van de Kamp. Jokainen havainnoista osoittautui myöhemmin vääriksi, osaltaan Sproulin observatorion instrumenttien muutosten vuoksi, osaltaan tuntemattomista syistä.
Oma ensiarvioni nähdessäni Kuvan 1. havainnot oli se, että tuloksen tilastollinen merkitsevyys ei ole riittävä havaintojen vähäisen määrän vuoksi ja jaksolliselta näyttävät variaatiot aiheutuvat siksi puhtaasta sattumasta. Muutaman minuutin havaintojen analysointi riittikin varmentamaan intuitioni oikeaksi. Havainnoissa näkyy mainiosti kaksoistähtien toisiinsa kohdistama vetovoima (Kuvassa 1. se on poistettu häiritsemästä) muttei sitten mitään muuta. Jos olettaa Strandin arvioineen havaintojensa virheet täysin oikein, ja että ylimääräisiä virhelähteitä ei ole, voi havainnoista tosiaan huomata jaksollisen 4.9 vuoden periodin, mutta silloinkaan se ei aivan ole tilastollisesti riittävän merkitsevä, jotta sitä voitaisiin pitään minkäänlaisena havaintona. Harvoin sitä kuitenkaan käsittelee likimain satavuotiasta havaintosarjaa, jonka ensimmäiset havainnot on tehty jo vuonna 1914.
Nykyajan kontekstissa Strandin julkaisussa on silmiinpistävää, että hän ei tehnyt tiedettään yksin, vaikka hän esiintyykin ainoana artikkelin kirjoittajana. Artikkelin lopussa on maininta, että suuren osan laskelmista on tehnyt neiti Virginia Burger, joka toimi myös havaintojen käsittelijänä tehden tähtien paikkamittaukset kaikkiin Sproulin observatorion valokuvauslevyihin. Nykyisellään artikkelin kirjoittajina mainittaisiin ehdottomasti Strand ja Burger, mutta 80 vuotta sitten käytännöt olivat toisenlaiset. Virginia Burger esiintyy samalla tavalla myös muiden Strandin tieteellisten artikkeleiden tekijänä ja hän oli palkattuna assistentiksi Sproulin observatoriota ylläpitäneen Swarthmoren yliopiston opiskelijana. Käytännöt olivat armasti erilaiset mutten sittenkään voi olla ajattelematta, että tuolloin naisille jäi vähäpätöisempi rooli myös tieteessä — tai ainakin kunniaa jaettiin hiukan eri kriteerein.
Havaittavina kuumat jupiterit
Otto Struve totesi sopivien havaintojen voivan paljastaa toisia tähtiä kiertävien planeettojen olemassaolon. Hän suhtautui skeptisesti astrometriseen tähtien paikan mittaamiseen taivaalla, ja aavisteli sen hyödylliseksi vain rajatuissa tapauksissa, joissa voidaan tutkia riittävän kaukana toisistaan yhteistä massakeskipistettään kiertäviä kaksoistähtiä. Niiden liike voisi Kaj Strandin havaintojen tapaan paljastaa jompaa kumpaa tai molempia kiertävien planeettojen olemassaolon. Se ei kuitenkaan auttaisi jupiterinmassaisten planeettojen havaitsemiseen, joten astrometriaan ei ehkäpä kannattaisi luottaa, jos aikoo löytää jupitereja kiertämässä tähtiään kaukaisilla radoilla.
Kriittistä on juuri puhe kaukaisista radoista. Strandin planeettahavainnot kertoivat kohteesta verrattaen kaukana tähdestä, vaikkei hänen olettamansa näkymätön kiertolainen ollutkaan niin kaukana tähdestään kuin Jupiter on Auringosta. Mutta miksei massiivisia planettoja voisi esiintyä aivan tähtiensä lähelläkin? Struve otti tieteellisen lähestymistavan ja kirjoitti, että olisi kiinnostavaa koettaa havaita aivan tähtiensä lähellä kiertäviä jättiläisplaneettoja jo siksi, että saataisiin selville onko niitä vai ei. Jos kaksoistähdet saattoivat olla erittäin lähellä toisiaan, kiertäen toisensa vain muutamien päivien aikaskaalassa, mikseivät planeetatkin voisi kiertää tähtiään aivan yhtä lyhyillä kiertoradoilla? Struve teki karkeita laskelmia siitä, minkälaisia radiaalinopeussignaaleja kuumat jupiterit voisivat aiheuttaa. Hän arvioi tähtien radiaalinopeuden voivan muuttua luokkaa 0.2 km/s, mikä olisi saattanut tuolloin olla juuri ja juuri havaittavissa parhailla spektrografeilla. Jos kuumia Jupitereita siis oli olemassa, ja etenkin jos osa niistä oli paljon Jupiteria massiivisempia, niiden havaitseminen oli mahdollista.
Vaikka Struve ei puhunutkaan kuumista jupitereista, koska sellaista terminologiaa ei ollut vielä olemassa, on selvää, että hän spekuloi juuri sellaisilla planeetoilla, joiden löydöt 1990-luvulla tekivät eksoplaneettatutkimuksesta todellisen, vakavastiotettavan tieteenalan muutamien astronomien hatarien haihatteluiden sijaan. Struve pohti myös ylikulkujen havaitsemisen mahdollisuuksia ja arvioi, että suurikokoisimpien eksoplaneettojen ylikulut aiheuttaisivat noin 2% heikkenemisen tähdestä saapuvaan valoon. Myös se oli mahdollista havaita 1950-luvun instrumenteilla, mutta Struven arvion mukaan havaintojen tarkkuus olisi radiaalinopeusmenetelmää heikompaa.
Ensimmäinen osa kolmiosaisesta kirjoituksesta liittyen kuumien jupitereiden havaitsemiseen ja yrityksiin ymmärtää miten ne muodostuvat. Kirjoitukseen innoitti Juliette Beckerin teksti ”Bizarre ‘Hot Jupiter’ Planets Keep Surprising Astronomers”, Scientific American -lehdessä.
Yksi kommentti “Kuumien jupiterien jäljillä”
-
Heikki Väisänen sanoo:
Sidellähän niitä kuumia Jupiereita on.-
Entä sitten ?
Koska saamme nähdä tenhokkaiden teloskooppiemme tuloksia eksoplaneettojen kasvillisuudesta?Heikki Väisänen
Vastaa
Montako planeettaa yksi tähti voi syödä?
Planeettakuntien kaoottiseen syntyvaiheeseen liittyy eräs kiinnostava piirre. Kun protoplaneetat törmäilevät toisiinsa ja tekevät lähiohituksia, jotka muuttavat niiden ratoja, osa päätyy taatusti törmäyskurssille tähtensä kanssa. Asia on varmennettu moneen kertaan tietokonesimulaatioilla, joissa on tarkkailtu miten varhainen protoplaneettapopulaatio muuntautuu väkivaltaisessa prosessissa stabiiliksi planeettakunnaksi.
Lisää törmäyksiä sattuu, jos planeettakunnassa on sen sisäosiin vaeltavia jättiläisplaneettoja. Aurinkokunnnan jättiläisplaneetat liikkuivat muinoin radoillaan jopa nykyisen asteroidivyöhykkeen tietämille, mikä vaikutti merkittävällä tavalla sisäplaneettakunnan kiviplaneettoihin. Aurinkokunnan sisäosien kiviplaneetat ovat pieniä ja ne ovat verrattaen harvassa luultavasti siksi, että Jupiter vaelsi muinaisuudessa paljon nykyistä sijaintiaan lähemmäksi ja siivosi sisempää planeettakuntaamme protoplaneetoista, pölystä ja kaasusta. Luultavasti juuri siksi Aurinkokunnassa ei ole ainuttakaan maailmankaikkeuden yleisistä planeettatyypeistä — järjestelmästämme puuttuvat täysin supermaapallot ja minineptunukset.
Joissakin planeettakunnissa jättiläisplaneetat ehtivät vaeltaa koko sisemmän planeettakunnan läpi ennen kuin nuori aurinko ryhtyy kunnolla loistamaan ja käynnistää tähtituulensa myötä järjestelmänsä siivousopraation jäljelläolevasta kaasusta. Vasta kaasun ja sen aikaansaamien kitkavoimien poistuminen pysäyttää jättiläisplaneetojen muuttoliikkeen sisemmäs, mutta jotkut planeetat päätyvät aivan tähtiensä lähelle jääden voimakkaan säteilyn syleilyyn kuumiksi jupitereiksi. Kaikki eivät kuitenkaan pysähdy edes tähtiensä lähelle, vaan päätyvät vuotamaan materiaa tähteensä ja lopulta sulautumaan niiden plasmaan. Ne tulevat syödyiksi ahnaiden tähtiensä toimesta ja katoavat siksi ikuisiksi ajoiksi mutta eivät jälkiä jättämättä.
Planeetat ovat syntyneet tähtiensä kiertoradoille nuoren tähden kertymäkiekoksi kutsutun materiamuodostelman sisällä. Ne kasvavat pölyhiukkasten törmäillessä ja tarttuessa toisiinsa vuosimiljoonien aikana, kunnes saavuttavat riittävän massan, jotta voivat vetää kiekon jäljellä olevaa kaasua itseensä gravitaationsa avulla. Massiiviset planeetat muodostavatkin nopeasti kertymäkiekkoon rengasmaisia aukkoja imuroidessaan kaasun ja pölyn itseensä. Vaikka ne saavat prosessissa itselleen paksun vedystä ja heliumista koostuvan kaasuvaipan, ne kuitenkin koostuvat korostetusti raskaammista materiaaleista syntytapansa vuoksi. Tähtitieteessä pölyllä tarkoitetaan kiinteitä aineita, joita kertymäkiekossa esiintyy. Se viittaa tähden lähellä esimerkiksi rautaan, nikkeliin ja silikaatteihin, mutta myös vesijäähän ja monenlaisiin hiilen ja typen yhdisteisiin kaukaisiemmilla kiertoradoilla, jossa ne voivat olla kiinteinä aineina matalammissa lämpötiloissa.
Kun planeetta päätyy niin lähelle tähteään, että tähden vetovoima ottaa vallan, planeetta alkaa hajota ja sen massan vuotaminen tähden pintaan käynnistyy. Prosessia on lähes mahdotonta pysäyttää ja sen kännistyttyä koko planeetta saattaa lopulta sulautua tähteensä. Silloin planeetan raskaammat ainekset päätyvät tähden pintakerroksiin ja muokkaavat sen kemiallista koostumusta, jolloin tarkoista spektrihavainnoista on mahdollista nähdä merkkejä menneestä planeettojen tuhosta. Sitä varten on kuitenkin kyettävä erottamaan toisistaan korostetusti vetyä ja heliumia raskaammasta aineksesta alkujaan muodostuneet tähdet niistä, joiden tähtitieteellinen metallipitoisuus on kohonnut planeettojen materian ansiosta. Tutkijat keksivät ongelmaan mainion ratkaisun.
Katsotaan tähtikaksosia
Kaksoistähdet muodostuvat, kun oman vetovoimansa vaikutuksesta romahtava tähtienvälisen aineksen kaasu- ja pölypilvi pyörii niin vinhasti, että materia päätyy kahteen, toisiaan kiertävään tiivistymiskeskukseen. Kyse on vain pyörimismäärän universaalin säilymislain yksinkertaisesta sovelluksesta, mutta loputuloksena onkin yksittäisen tähden sijaan toisiaan kiertävien tähtien pari. Koska tähdet ovat syntyneet samasta kosmisesta aineksesta, niiden kemiallinen koostumuskin on alkujaan aivan identtinen. Poikkeamia voi syntyä vain tähtien vanhetessa ja muuttaessa kemiallisia koostumuksiaan fuusioreaktioissaan tai jos tähdet nielevät planeettakuntiaan. Samalla tarjoutuu mahdollisuus tutkia kuinka yleistä planeettojen joutuminen tähtiensä tuhoamiksi oikein onkaan.
Tuoreen tutkimuksen mukaan noin 8% tähdistä syö planeettojaan. Tutkijat vertailivat 91 kaksoistähden kemiallista koostumusta, ja havaitsivat kemiallisia poikkeamia niistä seitsemässä. Planeettojen päätyminen tähtiensä nielemiksi on siten huomattavan yleistä — yleisempää kuin esimerkiksi aurinkokunnankaltaisten planeettakuntien esiintyminen, koska vain noin 7% tähdistä on massiivinen kaasujättiläinen kiertolaisenaan Jupiterin tapaan kaukaisella kiertoradalla.
Havainto voi vaikuttaa ymmärrykseen planeettakuntien synnystä. Jo varhain 2000 -luvun vaihteessa, tähtitieteilijät huomasivat, että jättiläisplaneettoja löytyy todennäköisemmin sellaisten tähtien kiertolaisina, joilla on kaasukehässään enemmän raskaita alkuaineita. Syntyi hypoteesi planeettojen synnystä herkemmin sellaisesta tähtienvälisestä aineksesta, jonka seassa on enemmän raskaita aineita. Hypoteesin mukaan, syntyvien tähtien ympärille muodostuu materiakiekkoja, joissa on enemmän pölyä ja siitä syntyy siten todennäköisemmin suuria planeettoja, joita varhaisissa havainnoissa etsittiin lähinnä niiden vetovoimavaikutuksen avulla, radiaalinopeusmenetelmällä. Silloin raskaammasta aineksesta syntyneillä tähdillä olisi enemmän planeettoja kiertolaisinaan ja niitä havaittaisiinkin todennäköisemmin.
Vaihtoehtoinen selitysmalli on kuitenkin edelleen voimissaan. On mahdollista, että jättiläisplaneettojen syntyessä tähden kiertoradalle, ne liikkuvat radallaan herkästi kohti tähteään ja suistavat useita muita planeettoja radoiltaan — osa planeetoista päätyy silloin myös törmäyskurssille tähden kanssa. Silloin jättiläisplaneetat voisivat aiheuttaa tähtien raskaampien aineiden kohonneet pitoisuudet eikä toisin päin. Kyseessä on kuitenkin klassinen korrelaatiotapaus, eikä ole selvää, mitkä ovat perimmäisiä syitä ja mitkä seurauksia. Aivan kuten jäätelönsyönti ei saa ihmisiä vähentämään pukeutumistaan, vaikka niiden välillä onkin korrelaatio, on epäselvää mikä on lopultakin raskaiden aineiden pitoisuuksien ja jättiläisplaneettojen yhteys.
Huomiotaherättävää on lisäksi havaittujen tähtien ikä. Kyse ei ole nuorista tähdistä, joiden planeettakuntien syntyhetkien kaoottiset vuorovaikutukset olisivat saaneet jotkut planeetat suistumaan tähtiinsä. Kohteeksi valitut tähdet ovat vanhoja, ainakin pari miljardia vuotta vanhoja, joten jos havaitut muutokset koostumuksessa tosiaan ovat planeettojen aiheuttamia merkkejä, kyseessä ovat kaoottisuuden ja törmäyksien kynsiin kypsemmällä iällä ajautuneet planeettakunnat. Sekin olisi merkittävä tulos — silloin olisi selvää, että merkittävä osa eksoplaneettajärjestelmiä kokee kaoottista käyttäytymistä ja planeettojen lähiohituksia sekä törmäyksiä vielä vanhemmalla iällä, jolloin suurella osalla tunnetuista planeettakunnista vastaava tuomionpäivä saattaisi olla vielä edessä.
Yksi mahdollinen johtopäätös on se, että emme ehkä voikaan olettaa havaittavien planeettakuntien olevan stabiileja pitkällä aikajänteellä. Jos planeettakuntien hajoaminen omaan kaoottisuuteensa on vielä vanhemmallakin iällä yleistä, on mahdollista, että olemme tehneet väärintulkintoja monesta havaitusta planeettakunnasta, jotka ovat ratalaskelmien perusteella vaikuttaneet kaoottisilta. Aiemmin on ajateltu, että havaintoja on tulkittu väärin, ja jokin tai jotkin planeettojen aiheuttamiksi arvelluista signaaleista eivät olekaan todellisia, koska niitä vastaavat planeettakunnat olisivat kaoottisia hyvin lyhyellä aikajänteellä. Ehkäpä on sittenkin niin, että ne ovat todellisia mutta planeettakunta on kokemassa merkittäviä muutoksia lähitulevaisuudessa. Ehkäpä jotkut sen planeetoista suistuvat pian radoiltaan kosmisessa vetovoimaflipperissä ja päätyvät tähtensä syömiksi. Ehkäpä planeettakunnan kiertoratojen vakaus onkin lopulta se, joka erottaa oman järjestelmämme valtaosasta muita. Ehkäpä olemme olemassa vain, koska planeettamme ei koskaan suistunut radaltaa toisin kuin miljardit muut maankaltaiset maailmat.
Vastaa
Aktiiviset tähdet elämän luojina
Tähtien aktiivisia ilmiöitä, kuten voimakasta hiukkastuulta, ionisoivaa säteilyä ja voimakkaita purkauksia on totuttu pitämään uhkana niitä kiertävien planeettojen elinkelpoisuudelle. On totta, että nuoren, aktiivisen tähden voimakas hiukkastuuli ja äkilliset purkaukset voivat puhaltaa jopa pienten kiviplaneettojen kaasukehät avaruuteen. Voimakas suurienerginen säteily, kuten ultraviolettisäteily taas tietää huonoja uutisia kaikille planeettojen pintojen orgaanisille molekyyleille. Ultraviolettisäteily saa orgaaniset molekyylit hajoamaan ja auttaa osaltaan steriloimaan kiviplaneettojen pintoja, jos niillä ei ole paksua kaasukehää ja sen molekyylien tuomaa suojaa. Yhdessä hiukkastuulen kanssa, aktiiviset tähdet kykenevät siten tekemään pienistä planeetoista karrelle palaneita, karuja autiomaita, joiden kohdalla voimme vain haaveilla elinkelpoisuudesta.
Synkällä kolikolla on kuitenkin valoisa kääntöpuolensa. Aktiivisten tähtien vaikutus on paljon monipuolisempaa kuin on tyypillisesti ymmärretty. Tähtien energeettinen hiukkastuuli voi, osuessaan planeetan kaasukehään, tuottaa kemiallisissa reaktioissa orgaanisia molekyylejä kuten amino- ja karboksyylihappoja, jotka ovat aivan oleellisessa roolissa elävien organismien biologisissa koneistoissa. Auringonkaltaiset tähdet ovat nuoruudessaan nykyistä Aurinkoa himmeämpiä, ja niiden tyypillinen hiukkastuuli ei siksi riitä merkittävään orgaanisten molekyylien tuotantoon kiertoradallaan olevien planeettojen kaasukehissä. Ne kuitenkin purkautuvat usein — valtavat superpurkaukset kiihdyttävät varattuja hiukkasia lähelle valonnopeutta, mikä mahdollistaa monien orgaanisten molekyylien tuotannon hiukkasten moukaroidessa planeetojen kaasukehiä.
Elämän synty on reunaehtoineen täynnä tieteellisiä kysymysmerkkejä. Voimme miettiä miksi olemme pohtimassa asiaa juuri keltaisen kääpiötähden kiertoradalla mutta lopultakin on selvää, että olemme olemassa, koska elämäksi kutsutut biokemialliset reaktiot käynnistyivät planeettamme pinnalla sen muinaisuudessa. On siksi erityisen kiinnostavaa selvittää mitä reunaehtoja tähden aktiivisuudesta aiheutuu eksoplaneettojen kaasukehille ja elinkelpoisuudelle. Sitä varten ei voida asettaa planeettaa laboratorioon tutkittavaksi, mutta simulaatiomalleilla voidaan aina tutkia mitä planeetoille tapahtuu erilaisissa olosuhteissa.
Planeetta Maa koeputkessa
Koejärjestely, jossa kokonainen planeetta asetetaan tutkittavaksi jonkin tähden kiertoradalle ja säädetään sen ominaisuuksia yksi toisensa jälkeen, jotta eri tekijöiden vaikutus planeetan ominaisuuksiin saadaan selville, on mahdollinen tietokonesimulaatioissa. Voimme esimerkiksi ottaa maankaltaisen planeetan ja asettaa sen vastaaviin lämpötilaolosuhteisiin mutta hyvin erilaiselle kiertoradalla erilaisen tähden ympärille. Punaisen kääpiötähden kiertoradalla elinkelpoisen planeetan kiertoaika tähden ympäri on hyvin lyhyt, vain noin parikymmentä päivää. Muut olosuhteet ovat vieläkin oudompia, koska läheisen tähden voimakkaat vuorovesivoimat saavat planeetan pyörimisen vuorovesilukkiutumaan siten, että se näyttää aina saman kyljen tähdelleen. Ikuisen yön tai päivän vyöhykkeet tuottavat Maan säännöllisiin vuorokausisykleihin tottuneille eksoottisen vihamielisen ympäristön.
Mutta ongelmallisempaa planeetan maankaltaisuuden kannalta ovat roihupurkaukset. Punaisten kääpiötähtien planeettoja piinaavat tähden jatkuvat purkaukset, joita tapahtuu yhtenään sellaisilla voimilla, että oma Aurinkomme kalpenee niiden rinnalla. Voimakkain tunnettu Auringon vapauttama purkaus, vuoden 1859 aurinkomyrsky, voisi sattuessaan lamauttaa kokonaisia maanpäällisiä sähköverkkoja ja suuren osa koko modernista tietoliikenneyhteiskunnastamme tuhotessaan merkittävän osan satelliiteista ja kommunikaatioteknologiastamme. Punaisten kääpiötähtien pinnoilla vastaavan voimakkuuden purkauksia tapahtuu suunnilleen joka kuukausi ja elinkelpoisten planeettojen sijaitessa radoillaan paljon lähempänä tähtiään kuin Maa Aurinkoa, purkaukset aiheuttaisivat merkittäviä muutoksia planeettojen kaasukehiin.
Vaikutukset ovat kuitenkin hyvinkin monitahoiset. Ensimmäisenä purkaukset vaikuttavat heikentämällä merkittävästi otsonikerrosta, jolloin tähden ultraviolettisätely pääsee planetaariseen kokeeseemme osallistuvan planeetan pinnalle lähes esteettä. Mutta ultraviolettisäteily toimiikin toiseen suuntaan, hajottaen happimolekyylejä vapaiksi radikaaleiksi, jotka muodostavat lisää otsonia nopeassa tahdissa. Lopputuloksena otsonin määrä itseasiassa kasvaa nopeasti purkausten yhteydessä. Koska ultraviolettisäteilyä vapautuu juuri tähden purkauksissa, syntyy paradoksaalinen tilanne, jossa edellisten purkausten vaikutukset kaasukehän kemiaan itse asiassa parantavat sen antamaa suojaa seuraavilta purkauksilta.
Mutta kaikki on suhteellista. Aktiivisten, taajaan purkautuvien tähtien vierellä säteilyolosuhteet olisivat hengenvaaralliset monille leutoon säteily-ympäristöön tottuneille planeettamme eliöille. Silti, elämän mahdollisuudet olisivat olemassa jopa bakteereja heikommin säteily-olosuhteita kestäville maanpäällisille monisoluisille organismeille, jos niiden asuttama planeetta vain onnistuisi välttämään kaikkein suurienergisimmät tähdenpurkaukset. Se on mahdollista, jos suurimmat purkaukset tapahtuvat lähellä tähtien napa-alueita eivätkä siten suuntaudu suunnilleen sen päiväntasaajan tasossa sijaitsevaan planeettakuntaan.
Purkaukset toisaalta mahdollistavat elämän tarvitsemien orgaanisten yhdisteiden synnyn mutta toisaalta sitten taas heikentävät vaikkapa planeetan biosfäärin suojana olevaa otsonikerrosta. Kaikki riippuu kuitenkin purkausten määrästä ja energiasta (Kuva 1.). Jos purkauksia on paljon tai ne ovat poikkeuksellisen suuria, niiden ultraviolettisäteily riittää tuottamaan elämän syntyyn vaadittavia orgaanisia molekyylejä. Jos kuitenkin tapahtuu liikaa liian suuria purkauksia, otsonikerros heikkenee tai ei pääse muodostumaan ja ultraviolettisäteilyä pääsee planeetan pinnalle liikaa, jolloin orgaanisten molekyylien määrä kääntyy laskuun säteilyn tuhoavan vaikutuksen ansiosta.
Vaikka suurin osa punaisista kääpiötähdistä purkautuu niin vähän, että planeettojen elinkelpoisuus ei ole liian suuressa vaarassa niiden elinkelpoisilla vyöhykkeillä, on samalla selvää, että myöskään elämän synnylle ei ole kovinkaan hyviä mahdollisuuksia niiden olosuhteissa. Suurienergista säteilyä tarvitaan aminohappojen ja nukleiinihappojen syntyyn, jotka toimivat elämän rakenneaineina, mutta sen on oltava sopivaa niin määrältään kuin intensiteetiltäänkin. Sopivien olosuhteiden puute punaisten kääpiötähtien ympärillä saattaa olla yksi punaisen taivaan paradoksia selittävä tekijä — emme elä punaisen kääpiötähden kiertoradalla, koska elämä ei synny niin herkästi niiden planeettakunnissa.
Auringon kuumempi pinta tuottaa tasaisen ultraviolettisäteilyvuon, ja se on saattanut mahdollistaa elämän synnyn omalla planeetallamme likimain heti, kun planeetan pinta on viilentynyt nestemäisen veden olemassaololle suotuisaksi. Punaisten kääpiötähtien elinkelpoisilla vyöhykkeillä likimain kaikki ultraviolettivalo taas on yhteydessä sitä vapauttaviin suurienergisiin roihupurkauksiin, mikä saattaa vaikeuttaa elämän syntyä punaisten tähtien planeetoilla. Mahdottomaksi se ei kuitenkaan muutu — kyse on vain erilaisista olosuhteista ja erilaisista todennäköisyyksistä, jolloin elämän synty saattaisi kyllä olla harvinaisempaa mutta sitä tapahtuisi silti.
Punaisten tähtien tarjoamat elinympäristöt ovat takuulla varsin erilaisia ja niissä ehkä elävät organismit kovin erilaisia kuin maapallolla. Elämä kuitenkin osaa hämmästyttää meitä resilienssillään jo omalla planeetallamme. Siksi se luultavasti kyllä sopeutuisi myös punaisten kääpiötähtien planeettakuntien olosuhteisiin, jos vain onnistuisi saamaan alkunsa geokemiallisista sykleistä tai valtaamaan planeettoja panspermian avulla.
Vastaa
Galaktinen panspermia
Kirjoitin hiljattain siitä, kuinka muut tähdet tulevat toisinaan niin lähelle Aurinkoa, että vaikuttavat jopa jättiläisplaneettojen ratoihin. Ne häiritsevät planeettojen dynaamista tanssia Auringon ympäri, ja aikaansaavat siihen pienenpieniä kaoottisia muutoksia, joilla voi olla kauaskantoisia seurauksia. Muutokset voivat vaikuttaa sisempään planeettakuntaamme ja pumpata jopa oman planeettamme radan eksentrisyyttä, eli soikeutta, suuremmaksi. Se taas muuttaisi Maan ilmastoa biosfäärille merkitsevällä tavalla, kuten kouriintuntuvasti ymmärrämme näin itseaiheuttamamme ilmastokatastrofin aikakautena.
Aurinkokuntamme Oortin pilven sisäpuolelle saapuva vieraileva lähitähti sai minut kuitenkin miettimään hiukan pidemmälle. Mainitsin ohimennen sen ilmiselvän asian, että Oortin pilven sisällä Auringon ohittava tähtinaapuri sieppaa varmasti pilven materiaa omalle kiertoradalleen — samoin käy vieraan tähden kaukaisimmille kiertolaisille ja komeettoja tai muita pienempiä ulomman tähtijärjestelmän kappaleita päätyy vastaavasti Aurinkoa kiertävälle radalle. Tähdet ja tähtijärjestelmät siis vaihtavat säännöllisesti materiaa toistensa kesken suorastaan vääjäämättömällä tavalla. Lisäksi mikään tähti ei pysy galaksissa ikuisesti yksin, vaan kokee varmasti muiden tähtien lähiohituksia, ja voimme siksi olla varmoja, että yksikään Linnunradan tähti ei ole fysikaalisesti eristyksissä muista tähdistä. Sillä voi olla kauaskantoiset seurauksensa.
Tietyin oletuksin voidaan laskea kuinka nopeasti mikrobit voivat levitä galaksissa luonnollisin mekanismein. On tietenkin mahdotonta tehdä suoria havaintoja asiasta, mutta tähtitieteilijät voivat muodostaa simulaation galaksista ja tarkkailla nopeutetusti mikä fysiikan lakien puitteissa on mahdollista. Vaikka panspermia ei ole kovinkaan todennäköistä staattisessa galaksissa (1), tähtien lähiohitukset muuttavat tilannetta aivan oleellisesti. Lähiohitusten ollessa hyvin yleisiä kautta galaksin, on selvää, että materia liikkuu tähtijärjestelmien välillä hyvinkin taajaan. Asiasta saadaan jopa viitteitä planeettamme historiasta.
Maan menneisyyttä jaksottavat ajoittaiset suuren impaktit, kun asteroidit tai komeetat ovat törmänneet planeettaamme tuhoisilla tavoilla. Tunnetuimpana törmäyksenä on massasukupuuton aiheuttanut ja lentokyvyttömien dinosaurusten aikakauden liitukauden myötä päättänyt noin 10km halkaisijaltaan olleen asteroidin osuma Jukatanin niemimaalle 66 miljoonaa vuotta sitten. Osuma aheutti halkaisijaltaan noin 200 kilometrin kokoisen kraaterin ja sen seurauksena koko planeettamme peittyi asteroidipölyyn, joka näkyy kautta planeettamme sen aikakauden kivissä kapeana iridiumpitoisena kerrostumana. Vastaavat osumat saattavat kuitenkin olla, ainakin välillisesti, tähtien lähiohitusten aikaansaamia. Epäsäännöllisen säännölliset impaktit kertovat mahdollisista muutoksista planeettojen rataparametreissa ja häiriöistä Aurinkokunnan pikkukappaleiden radoissa, ja lähiohittavat tähdet sopivat silloin kuvaan mainiosti. Osa merkittävistä törmäyksistä voisi jopa aiheutua toisia tähtiä kiertävien kappaleiden saapumisesta Aurinkokunnan sisäosiin tähtien lähiohitusten aikana.
Lähiohitukset lyhentävät tähtienvälisiä etäisyyksiä merkittävästi. Huomionarvoista on, että mikrobien tarvitsisi selvitä lepotilassa avaruuden olosuhteissa vain noin 20 000 AU:n tai 0.3 valovuoden mittaisia matkoja, jotta ne voisivat päätyä toisten tähtien planeettojen pinnoille (2). Se on ainakin kertaluokkaa lyhyempi matka kuin tähtien keskimääräinen noin 5 valovuoden etäisyys ja parantaa mikrobien selviämistodennäköisyyttä tähtienvälisistä matkoista avaruuden brutaaleissa olosuhteissa merkittävällä tavalla. Elämän synnyttyä planeetallamme, sopivia lähiohituksia on tapahtunut arviolta 140 kertaa, joten olemme saattaneet suoraan infektoida jo noin 140 muuta planeettakuntaa elämällämme. Jos elämä on löytänyt jalansijan vaikkapa vain joka kymmenennessä infektoidussa planeettakunnassa, vaikka kandidaatteja elinkelpoisiksi planeetoiksi onkin likimain kaikkialla, voidaan varovasti arvioiden todeta, että elämä on jo saattanut hyvinkin levitä planeetaltamme tuhansiin, mahdollisesti jopa satoihin tuhansiin toisiin planeettakuntiin. Tarkempien arvioiden saaminen ei kuitenkaan ole mahdollista ilman monimutkaisia, yksityiskohtaisia laskelmia.
Mutta tähtien lähiohitukset mahdollistavat panspermian toisellakin tapaa. Tähtien ohitukset muuttavat toistensa Oortin pilvien materian nopeuksia niin, että osa materiasta saavuttaa riittävän nopeuden paetakseen tähtensä vetovoimakentästä tähtienväliseen avaruuteen. Syntyy lukemattomia tähtienvälisiä komeettoja, joita on jo onnistuttu havaitsemaan kulkemassa Aurinkokunnankin läpi. Se taas voi osaltaan vauhdittaa elämän leviämistä toisiin tähtijärjestelmiin merkittävällä tavalla.
Tiedämme, että elämän infektoima planeetta on kauttaaltaan elävien solujen peitossa, ja silloin asteroiditörmäysten aikaansaama heittelemateriaali, joka poistuu planeetan vetovoimakentästä, on sekin elävien solujen infektoimaa. Tiedämme edelleen, että osa organismeista kykenee selviytymään pakomatkasta avaruuteen ja pysymään toimintakykyisenä avaruuden olosuhteissa. Selviämistä auttaa pienikin kivimateriaalin antama suoja, ja mikrobit voivat mainiosti levitä planeettakunnan sisällä aina sen ulko-osiin saakka. Silloin lähitähtien ohitukset voivat toimia sellaisena katalyyttinä, joka saa elämän leviämään toisiin aurinkokuntiin panspermiahypoteesin perinteisimmässä mielessä.
Voi siksi olla mahdollista, että kohdatessamme joskus tulevaisuudessa merkkejä maanulkopuolisesta elämästä toista tähteä kiertävällä planeetalla, se voi hyvinkin olla oman biologisen linjamme muinainen haara ja siksi meille sukua. Tai sitten ei. En kuitenkaan oikein osaa arvioida kumpi vaihtoehdoista olisi huikeampi loogisilta seurauksiltaan.
5 kommenttia “Galaktinen panspermia”
-
Seppo Töllikkö sanoo:
Tämä kai tarkoittaisi, että olemassa oleva elämä perustuu hiileen. Jos olisi muunlaisia, nekin voisivat vastaavasti siirtyä auringolta toiselle. Mitään jälkiä siitä, että näin olisi meillä käynyt, ei kai ole löytynyt. Tästä tulikin mieleeni nykyisille AI-ratkaisuille ja tehotietokoneille tehtävä. Voisivat simuloida, onko muu kuin hiileen perustuva elämä mahdollista ja missä oloissa se mahdollisesti voisi menestyä.
-
Seniorikosmetologi sanoo:
Jos oikein ymmärrän, aurinkokunnan läheltä on pyyhkäissyt vieras tähti 25-30 miljoonan vuoden välein. Onko arviota siitä, miten läheltä Aurinkoa (tai Maata) lähin ohitus on tapahtunut? Entä arviota sitä, milloin seuraava lähiohitus tulee tapahtumaan?
-
Mikko Tuomi sanoo:
Lähimmillään kyse on 0.1 valovuoden etäisyyksistä, eli Maa on ollut visusti turvassa, vaikka ohitusten seurauksena sen rata onkin saattanut muuttua hiukan. Tulevaisuudessa tähti nimeltään GJ 710 tulee 0.26 valovuoden etäisyydelle noin 15 miljoonan vuoden sisällä. Sen lähemmäksi ei siinä ajassa tule yksikään toinen tähti mutta tuo 0.26 valovuoden etäisyys riittää sekin muuttamaan komeettojen ratoja.
-
-
TulevaisuudenNäkijä sanoo:
Lähitulevaisuudessa kun maassa ratkaistu viimeisimmät fuusiovoimalan esteet niin, tämä teknologia viedään marssiin ja maankaltaistaminen voi alkaa. X vuoden päästä marssin ilmakehässä leijjuu peilejä jotka estävät voimakkaat hiukkastuulet auringosta ja fuusiovoimalan avulla muunnetaan marssin ilmakehää ja maaperää. Ei tarvita murikoiden lentämistä tänne tellukselle ja sitä kautta pöpöjen leviämistä marssiin, tehdään se marssissa paikanpäällä.
-
Kun vieras aurinkokunta ohittaa meidät, suhteellinen nopeusero vaihtelee mutta on tyypillisesti luokkaa 30 km/s, mikä on sattumalta samaa luokkaa kuin Maan ratanopeus. Tämä on suuri nopeus verrattuna Oortin pilven kappaleiden ratanopeuksiin, jotka ovat alle 1 km/s. Jotta kappale voisi kaappautua ohittavaan aurinkokuntaan, sen pitäisi saada jostain 30 km/s suuruusluokkaa oleva nopeusmuutos, mutta ei ole selvää mistä. Hitaasti tähtiään kiertävät Oortin pilvet lentävät toistensa läpi 30 km/s, mutta ei ole helppoa mekanismia millä ne voisivat vaihtaa kappaleita.
Ohitus voi kyllä häiritä Oortin pilviä sen verran että syntyy uusia tähtienvälisiä eli hyperbolisilla radoilla olevia kappaleita. Mutta tähtienvälisen kappaleen kaappautuminen myöhemmin johonkin kolmanteen tähtijärjestelmään ei ole helppo prosessi, koska se vaatisi esim. kolmannen kappaleen läsnäoloa oikealla hetkellä.
Ehkä panspermian todennäköisyyslaskun voisi tehdä niin että kysytään mikä prosentti galaksimme pienkappaleista on infektoituneita elämällä, ja toisaalta miten usein sopivan kokoisia tähtienvälisiä kappaleita törmää Maahan ylipäätään. Kappaleiden täytyy olla sopivan kokoisia eli hyvin karkeasti metrin suuruusluokkaa. Liian pienet kappaleet palavat ilmakehässä, ja liian suuret tulevat pintaan asti ja höyrystyvät törmäyksessä. Ja lisätekijäksi mukaan että infektoitunut kappale steriloituu jossain ajassa kosmisen säteilyn takia. Steriloitumisaika voi riippua kappaleen koosta.
Vastaa
Dynaaminen kaaos planeettakuntien muovaajana
Keplerin lait, joilla tähtitieteilijät ovat jo vuosisatoja kuvanneet planeettojen liikettä omassa planeettakunnassamme, ovat mainio malli myös eksoplaneettakuntien rataliikkeiden kuvaamiseen. Olen itse käyttänyt niitä tuhansien eksoplaneettojen ratalaskelmiin koko ikäni ja havainnut niiden olleen merkitsevästi pielessä vain yhdessä erikoisessa tapauksessa. Tiedämme mallin olevan vain karkea approksimaatio, joka ei toimi luotettavasti monessakaan tilanteessa, mutta se on silti toimivuutensa ja helppokäyttöisyytensä vuoksi suosittu työkalu planeettojen rataliikkeiden kuvaamiseen ja ennustamiseen.
Pohjimmiltaan helppokäyttöisyyteen on syynä mallin staattisuus kahden kappaleen muodostaman järjestelmän ratojen ennustamisessa. Jos kyseessä on vaikkapa tähden sekä planeetan muodostama järjestelmä, tai mikä tahansa kahden kappaleen järjestelmä, kuten kaksoistähti tai planeetan ja kuun muodostama pari, Keplerin lait ennustavat kappaleiden liikkeen olevan täysin määritettyä mielivaltaisen pitkälle tulevaisuuteen, kunhan vain tunnetaan massat ja rataparametreiksi kutsutut suureet. Astrofyysikon työ on helppoa, jos mallit tarjoavat lopullisen vastauksen. Ja vaikka kappaleita olisikin useampi kuin kaksi, ovat kahden mallin ennusteeseen aiheutuvat häiriöt tyypillisesti hyvin pieniä vuosien tai vuosikymmenten aikaskaaloissa — sitä pidempiä havaintosarjoja ei ole toistaiseksi kertynyt yhdenkään eksoplaneetan rataliikkeestä.
Yleisesti ottaen todellisuus ei tietenkään anna mahdollisuuksia vastaavaan lopulliseen determinismiin. Jo kolmen kappaleen muodostaman järjestelmän liikkeitä on mahdotonta ennustaa kaikissa tapauksissa, ja sen kompleksisuudet ovat edelleen aktiivisen tutkimuksen kohteena. Myös suhteellisuusteorian tuomat korjaukset Keplerin liikelakeihin muuttavat tilannetta, ja tuovat mukanaan ongelmallisia monimutkaisuuksia, kuten vaikkapa Merkuriuksen rataellipsin hidas kääntyminen, joka oli yksi suhteellisuusteorian varmentamiseen käytetyistä testeistä — sitä Keplerin lait ja myöhemmin Newtonin vetovoimalait eivät nimittäin ennustaneet. Keplerin lakien determinismi on kuitenkin osaltaan vaikuttanut tähtitieteilijöiden mielenmaisemaan, jossa monet dynaamiset järjestelmät mielletään vakaiksi, koska yksi tärkeimmistä niiden kuvaamiseen käytetyistä malleista on vakaa siinä yksinkertaisessa erikoistilanteessa, jossa sitä useimmin sovelletaan. Aurinkokunta ei kuitenkaan ole edes likimääräisesti kahden kappaleen järjestelmä, vaan usean kappaleen dynaamisen kaoottinen kokonaisuus, johon vaikuttavat lisäksi ulkoisetkin tekijät.
Kaoottisuudella viitataan siihen, että järjestelmä on sisäsyntyisesti ennustamattomassa tilassa. Kaoottinen planeettakunta tarkoittaa sellaista, että mielivaltaisen pienet muutokset planeettojen paikoissa ja liikkeissä tuottavat mielivaltaisen suuria muutoksia niiden paikkoihin ja liikkeisiin tulevaisuudessa. Se tarkoittaa samalla sitä, että planeettojen radat eivät lopultakaan ole vakaita, vaan muuttuvat hiljalleen ajan kuluessa. Vaikka Aurinkokuntaa kutsutaankin stabiiliksi planeettakunnaksi, koska sen kappaleet tuskin karkaavat kovinkaan kauaksi nykyisiltä radoiltaan Auringon elinaikana, jo pienet muutokset voivat vaikuttaa merkittävillä tavoilla planeettoihin. Maa tuskin suistuu radaltaan tulevaisuudessakaan, mutta pienetkin muutokset sen kiertorataan Auringon ympäri voivat muuttaa esimerkiksi ilmastollisia olosuhteita merkittävällä tavalla.
Joskus tähdet tulevat lähelle
Aurinko on yksi galaksimme noin 200 miljardista tähdestä, joista jokainen kiertää yksinään tai kumppaniensa kanssa galaksimme keskustaa moninaisilla radoilla, joihin vaikuttaa galaksin tähtien ja sen sisältämän pimeän aineen yhdistetty vetovoima. Ajoittain tähdet ajautuvat lähelle toisiaan galaksia kiertäessään, jolloin tähdet pääsevät vaikuttamaan toistensa ratoihin. Tähtien radat galaksin ympäri siis muuttuvat ja elävät, ja on mahdotonta ennustaa mitkä tähdet sattuvat olemaan lähekkäin vaikkapa kymmenien miljoonien vuosien aikaskaaloissa. Aurinko ei ole poikkeus. Juuri nyt omaa avaruuden saarekettamme lähin tähtijärjestelmä on Alpha Centaurin kolmoistähti, johon kuuluvat komponentit A ja B kiertämässä toisiaan noin 80 vuoden kiertoajalla sekä Proxima Centaurina tunnettu komponentti C, joka on kauempana parista mutta Auringon suunnassa, joten se on tällä hetkellä Aurinkoa lähin tähti. Tilanne kuitenkin muuttuu vuosituhansien saatossa (Kuva 1.).
Jo noin 10 000 vuoden kuluttua Barnardin tähti saapuu yhtä lähelle kuin Alpha Centaurin A+B pari, poistuakseen taas nopeasti Auringon läheltä. Arviolta 33 000 vuoden kuluttua Ross 248 on lähin tähti menettääkseen taas paikkansa 44 000 vuoden kuluttua Gliese 445:lle. Noin 50 000 vuoden kuluttua lähin tähtemme on taas Alpha Centaurin A+B pari, Proxima Centaurin on karattua radallaan sitä hiukan kauemmaksi. Lähimmillään Alpha Centauri, Ross 248 ja Gliese 445 saapuvat noin kolmen valovuoden etäisyydelle, joten ne eivät saavu häiritsemään Aurinkokunnan kappaleiden kiertoratoja. Vuosimiljoonien saatossa sattuu kuitenkin runsain mitoin paljon läheisempiä tähtien ohituksia, joilla on vaikutusta.
Noin 2.8 miljoonaa vuotta sitten nykyisellään noin 250 valovuoden päässä meistä sijaitseva auringonkaltainen tähti HD 7977 saapui hyvin lähelle Aurinkoa. Se sattui niin lähelle, että se tunkeutui Aurinkoa ympäröivän komeettojen kodin, Oortin pilven sisälle, jossa se taatusti häiritsi lukemattomien komeettojen ratoja siepaten niitä jopa omiksi kiertolaisikseen. Tähti saapui todennäköisesti vain 0.2 valovuoden etäisyydelle ja ehkä jopa vain 0.06 valovuoden päähän Auringosta aiheuttaen vetovoimallaan häiriöitä planeettojen ratoihin. Vaikka häiriöistä ei olekaan suoriin havaintoihin perustuvaa todistusaineistoa, on tietokonesimulaatioiden perusteella selvää, että vastaavat lähiohitukset tekevät jopa Maan radan ennustamisen vaikeaksi yli muutaman kymmenen miljoonan vuoden päähän menneisyyteen ja tulevaisuuteen.
Toisen tähden kulku Aurinkokunnan ulko-osien läpi muuttaa jättiläisplaneettojen ratoja. Ne taas vaikuttavat hiukan muuttuneilla radoillaan sisempään planeettakuntaan ja aiheuttavat ennustamattomia muutoksia kiviplaneettojen ratoihin. Ilmeisin mekanismi on Maan radan eksentrisyyden eli soikeuden muutokset, jotka vaikuttavat merkitsevästi planeettamme ilmastoon. Silloin Maan historian ilmasto-olosuhteiden muutokset ovat voineet osaltaan aiheutua galaksimme muiden tähtien lähiohituksista — ainakin on selvää, että Linnunradan paikallinen tähtipopulaatio on yksi planeettojen ratojen kaoottisuuden lähde.
Planeettakunnat syntyvät kaaoksesta, kehittyvät kaoottisina järjestelminä, ja toisinaan jopa kuolevat omaan kaoottisuuteensa planeettojen kokiessa lähiohituksia tai törmätessään tähteensä. Ne eivät myöskään ole yksin, vaan tanssivat yhdessä muiden galaksimme tähtien kanssa galaktisessa vetovoimakentässä, jonka kaoottiset muutokset ja häiriöt johtavat ajoittain tähtien lähiohituksiin ja vuorovaikutuksiin vetovoimansa välityksellä. Niillä vuorovaikutuksilla taas on pitkäkestoiset seurauksensa, ja pienetkin muutokset jättiläisplaneettojen radoissa voivat siirtyä planeettakunnan kaikkiin muihinkin kappaleisiin merkittävillä tavoilla. Jupiter ei suojele meitä, vaan kiertää vain Aurinkoa radallaan mutta voi kyllä mainiosti välittää ohittavien tähtien vetovoimavaikutukset Maan rataankin asti. Se taas tarkoittaa, että pitkällä aikavälillä mikään ei ole pysyvää. Eivät edes planeettojen radat tähtien kiertoradoilla.
Planeettojen ratojen kaoottiset muutokset voivat vaikuttaa jopa Maan ilmastoon mutta se ei tarkoita, että nykyinen, nopea globaali keskilämpötilan nousu ja sen aiheuttama ilmastokatastrofi voisivat aiheutua Maan radan muutoksista. Sellaisia muutoksia ei ole sattunut ja ilmastokatastrofi on täysin ihmisen kasvihuonekaasupäästöillään aiheuttama fysikaalinen ilmiö.
Yksi kommentti “Dynaaminen kaaos planeettakuntien muovaajana”
-
Lasse Reunanen sanoo:
Jokin ulkoinen tekijä voi rataliikkeitä muuttaa, mutta muutoksen jälkeenkin kappaleet pyrkii asettautumaan voimakkaimman tekijän ratatasapainoon. Siis vaikka Aurinkoa kiertävistä kappaleista jotkin lähtisi radoiltaan niin mikäli Aurinkokunnassa yhä pysyisivät ne asettautuisivat uudelleen melko vakaille radoilleen Aurinkoa kiertämään…
Ongelmahan on siinä, että ne rajalliset havaintomenetelmät, joita nykyään on käytettävissä, kykenevät havaitsemaan lähinnä elämälle epäkelpoja planeettoja. Pienehkö kiviplaneetta rauhallisen pääsarjan tähden elämävyöhykkeellä ei juuri sitä emotähteään heiluttele tai pimennä.
Olen lukenut fiktion tieteiskirjallisuutta, scifi, lähinnä ennen eksoplaneettojen löytöjä.
Juonisisällöt jo enimmäkseen unohtuneet, mutta hyviä oli ensin Mars-sarja ja
Säätiö-kirjat, Apinoiden planeetta (tv-elokuvasarjan jälkeen) ym. vanhemmat.
Lapsitarinallinen Pikku prinssi oli myös omanlaisenaan hyvä fiktiokertomus.
Niissä planeetta- ja tähtijärjestelmät jne. pyritty ohittamaan sivuseikkoina
ja keskitytty kertomuksissa lähinnä fiktiokehyksissä käsittelemään ihmisten
kanssakäymistä eri poliittisiin järjestelmiin. Avaruuden laajentamista ihmisille myös.
Sarjakuvat myös paljon fiktiolla avaruuden ympäristöön sijoitetiin ennen kuulentoja.
Eksoplaneettojen löytyminen ja tutkimus tuonut Linnunradan ja maailmakaikkeuden
todellisuutta laajemmin tietoisuuteemme.
Tutkimuslaitteiden nopea kehitys mahdollistanut tiedon monipuolista kertymistä.
Sanot blogisi alussa: ”Tähtitieteilijät ovat hyvin tyypillisesti varsin mielikuvituksetonta väkeä. Vain kursorinen tieteeseen perehtyminen riittää varmistamaan, että luovuus ja omaperäisyys eivät ole niitä tähtitieteen tutkijoita parhaiten määrittäviä adjektiiveja”.
Arvatenkin moni on eri mieltä ajatuksesi kanssa, mutta minä kyllä allekirjoitan tuon. Edward de Bonon kehittämän lateraalisen ajattelun laajempi käyttöönotto tähtitieteen ja kosmologia tutkimuksessa saattaisi johtaa monien selitystä kaipaavien ongelmien ratkaisuun. Nyt tuntuu siltä, että tutkijat ovat vertikaalisen ja loogisen ajattelun vankeja. Sellaisen ajattelun vaarana on yhdenkin oikeana pidetyn virhepäätelmän (tai laskennan) kohtalokas vaikutus sen jälkeiseen tutkimukseen. Loogisen ajattelun virhetulos vääristää nimittäin kaikkea aiheesta jälkeen päin tehtyä tutkimustyötä. Sen jälkeen totuuden löytämiseen ei ole muuta keinoa, kuin kelata taakse päin ja käyttää lateraalista ajattelua uuden ratkaisumallin löytämiseen.