Eksoplaneetta hukassa

Teknisten sivilisaatioiden lämpöjälkiä

13.8.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat

Olemme kuin huomaamatta siirtyneet aikakauteen, jona teknisten sivilisaatioiden etsintä avaruudesta ei ole pelkkää tieteiskirjallisuuden haihattelua, vaan ihan konkreettista, vakavastiotettavaa tiedettä. Eikä kyse ole enää vain sokeasta etsinnästä, vaan teknisistä sivilisaatioista voidaan jopa havaita merkkejä — tai ainakin kandidaatteja merkeiksi, koska emme aivan tarkalleen osaa arvioida miltä teknisen sivilisaation havainto näyttäisi.

Ehkäpä eniten huomiota mediassa ja suuren yleisön joukossa ovat herättäneet havainnot selittämättömistä radiosignaaleista. Viimeisimpänä esimerkkinä hämmästeltiin signaalia lähitähden Proxima Centauri suunnasta. Vaikka kyseessä on tosiaankin merkki teknologisen sivilisaation lähettämästä signaalista, se sivilisaatio on suurella varmuudella omamme, ja emme ole ottaneet ainuttakaan askelta selvittääksemme olemmeko yksin omassa maailmankaikkeuden nurkkauksessamme vai emme. Signaalien etsintä, jota on harjoitettu monta vuosikymmentä pyörineissä SETI -projekteissa, on kuitenkin aivan varteenotettavaa tieteellistä tiedonhankintaa, ja sen tuloksia, jos jotakin kiinnostavaa havaitaan, raportoidaan tieteellisessä kirjallisuudessa.

On kuitenkin muitakin kaavailtuja tapoja koettaa havaita merkkejä teknisistä sivilisaatioista planeettamme ulkopuolella. Yleisin niistä on ajatus siitä, että vieraat tekniset sivilisaatiot ovat runsain mitoin omaamme kehittyneempiä, ja hallitsevat siksi tähtienvälisen matkustamisen voidakseen vierailla omalla planeetallamme. Se onkin mahdollista, mutta huolimatta tuhansien ihmisten sinnikkäistä yrityksistä, merkkejä vierailuista ei ole havaittu. Tieteellisessä mielessä on erityisen kuvaavaa, että huippulaadukkaiden kameroiden yleistyttyä ihmiskunnan edustajien taskuissa kautta planeetan vierailijoiden väitettyjen havaintojen määrä on suorastaan romahtanut oltuaan alunperinkin lähinnä anglikaaniseen maailmaan painottunut, voimakkaan kulttuurisidonnainen piirre. Ei ole mitenkään epätieteellistä ajatella, että joidenkin eksoplaneettojen tekniset sivilisaatiot saattaisivat esimerkiksi haluta lähettää robottiluotaimia tutkimaan planeettaamme ja sen elämää. Niinhän mekin teemme omassa aurinkokunnassamme. Sellaisesta ei vain ole toistaiseksi havaittu minkäänlaisia merkkejä.

Hiukan eksoottisemmalta vaikuttaa ajatus mahdollisuudesta havaita lähiplaneetan tekninen sivilisaatio siitä, että se asustaa vuorovesilukkiutuneen planeetan pimeällä puolella ja käyttää meidän laillamme keinovaloja. Ajatuksen tasolla sellainen sivilisaatio voisikin olla havaittavissa, mutta kyse olisi valtaisan onnekkaasta sattumasta, jos toinen tekninen sivilisaatio sattuisi asuttamaan riittävän lähellä meitä sijaitsevaa planeettaa, kuten vaikkapa Proxima Centaurin lähintä kandidaattia elinkelpoiseksi planeetaksi. Tieteeseen kuuluvat villeimmätkin spekulaatiot, mutta on samalla luotettava todennäköisyyslaskennan armottomiin seurauksiin. Ei ole järkeä käyttää kovinkaan suuria tutkimuksellisia resursseja naapuriplaneettojen sähkövalojen kajastuksen havaitsemiseen.

Jos lähiavaruudessa kuitenkin on teknisiä sivilisaatioita, ne todennäköisesti asuttavat jotakin planeettaa ja planeettakuntaa. Ja jos jotkin niistä ovat teknologiselta tasoltaan niin edistyneitä, että tarvitsevat jo merkittävän osan tähtensä säteilyenergiasta käyttöönsä, tarjoutuu mahdollisuuksia havaita heidän olemassaolonsa. Niin ainakin kaavaili britannialais-yhdysvaltalainen fyysikko Freeman Dyson, joka ehdotti teknisten sivilisaatioiden etsintää niiden lämpöjälkien perusteella 1960-luvulla.

Havaittavana megarakennelmat

Pohjimmiltaan ajatus tähtiä ympäröivien megarakennelmien havaitsemisesta merkkinä vieraiden sivilisaatioiden olemassaolosta on varsin yksinkertainen. Tähden säteilyenergian kerääminen vaatii sen sitomista joillakin aurinkokennoja muistuttavilla rakennelmilla, olivatpa nämä sitten millaisia hyvänsä. Sillä taas on kahdenlaisia seurauksia. Ensinnäkin, aurinkopaneelien armada tähteä kiertävällä radalla kerää itseensä merkittävän osan säteilystä, jotta voi sitoa säteilyenergian käyttökelpoisempaan muotoon. Jos energiaa kerätään riittävän suuressa mittakaavassa, näemme tähteä tarkkaillessamme sen himmenevän aika-ajoin aurinkopaneelien peittäessä osan tähteä näkyvistä. Jos energiantarve vain kasvaa ja rakennusmateriaaleja vain riittää, kehittynyt tekninen sivilisaatio saattaa sulkea koko tähden Dysonin palloksi kutsutun rakenteen sisälle kerätäkseen itselleen mahdollisimman suuren osan sen säteilemästä energiasta.

Tähti ei kuitenkaan katoa näkyvistä, koska kaikella säteilyenergian hyödyntämisellä on fysiikan ja erityisesti termodynamiikan asettamat rajoitteensa. Aurinkopaneelit lämpenevät, ja se lämmittää koko rakennelmaa. Lämpö taas voi poistua vain säteilemällä muttei Dysonin pallon sisäpuolelle, koska siellä se edelleen lämmittäisi rakennelmaa. Dysonin pallot siis vapauttavat lämpöenergiaa ulkopuolelleen, ja ovat siksi havaittavissa infrapunasäteilyn aallonpituuksilla. Voisimme kartoittaa taivasta infrapuna-alueen teleskoopeilla ja etsiä kummallisia infrapunasäteilijöitä, jotka eivät voi olla mitään tunnettuja luonnollisesti muodostuneita kohteita kuten galakseja, tähtiä tai planeettoja. Tähtitieteilijät ovatkin pohtineet miten Dysonin pallot voisi erottaa luonnollisista säteilyn lähteistä.

Megarakenteiksi ehdotettuja kohteita on aika-ajoin raportoitu havaitun, kuuluisimpana Tabetha Boyajianin Kepler -avaruusteleskoopin havainnoista löytämä kohde KIC 8462852, jonka kirkkauden muutokset tosin johtunevat tähteä ympäröivästä pölykiekosta. Kyse on kuitenkin lopultakin todennäköisyyksistä. Jos galaksissamme on riittävän suuri määrä edistyneitä teknisiä sivilisaatioita ja edes jotkut niistä tosiaankin rakentavat Dysonin palloja, löydämme merkkejä niiden rakennelmista ennemmin tai myöhemmin, kunhan vain jaksamme etsiä. Yksi menetelmä on tutkia koko taivaan kartoitusprojektien, kuten Gaia- ja WISE satelliittien näkyvän valon ja infrapuna-alueen havaintoja, ja koettaa etsiä kohteita, jotka eivät voi olla luonnollisesti muodostuneita. Tuoreimmassa tutkimuksessa tähtitieteiijät raportoivat löytäneensä seitsemän outoa kohdetta, joiden säteily ei sovi yhteen minkään tunnetun luonnollisen tähden säteilyn kanssa. Jokainen kohteista vastaa punaista kääpiötähteä mutta niiden säteilyssä on selittämättömiä poikkeamia.

---

Tähteä ympäröivä pölykiekko voi selittää monenlaisia erikoisuuksia tähden havaittavassa säteilyssä. Pöly voi peittää tähden tai osan siitä näkyvän valon aallonpituuksilla, ja hiukkasten liikkuessa kiertoradalla tähden näennäiseen kirkkauteen voi siten syntyä erikoisia muutoksia. Pöly myös lämpenee tähden lähellä, ja vapauttaa siksi infrapuna-alueen säteilyä, mikä tarjoaa parhaan tavan havaita tähtiä ympäröiviä pölykiekkoja ja -muodostelmia. Pelkkä pöly ei kuitenkaan selitä seitsemän punaisen kääpiötähden outoa säteilyä, koska pölyn on luonnonlakien mukaan oltava aina kiekkomaisena rakennelmana tähden ympärillä.

Tutkijat koettivatkin selittää outoja kohteita osittaisilla Dysonin palloilla, joiden lämpötila olisi jotakin 100-700 kelvinasteen välillä ja jotka peittäisivät 10-90% tähdestään. Vaikka yksittäisen havainnon voisi selittää jokin erikoinen astrofysikaalinen sattumus, on omituista havaita kokonainen kourallinen vastaavia kohteita — etenkin, kun niistä jokainen vastaa punaisia kääpiötähtiä, eikä mikään tunnettu luonnollinen selitysmalli oikein riitä kuvaamaan niitä. Ei silti ole syitä hypätä johtopäätöksiin siitä, että olisimme nyt havainneet merkkejä vieraista teknisistä sivilisaatioista, koska Dysonin palloihin liittyy paljon tähtitiedettä syvällisempiä seikkoja, ja ne herättävät runsaasti kysymyksiä alkaen kulttuurillisista ja biologisista tekijöistä ja päätyen insinööritaitoon, logistiikkaan ja fysiikkaan.

Ei ole olemassa mitään pakottavia syitä, joiden vuoksi vieraan tekniset sivilisaatiot, olivatpa ne kuinka kehittyneitä hyvänsä, rakentaisivat juuri Dysonin palloiksi kutsumiamme rakennelmia sen sijaan, että vain rajoittaisivat energiankulutustaan vaikkapa heille sopiviin planetaarisiin rajoihin. Ajatukset koko tähden energiantuotannon valjastamisesta sivilisaation käyttöön juontavat juurensa ihmissivilisaation teknologiseen kehitykseen, jonka saatossa 1900-luvun alkupuoliskolla energiankulutuksemme on kasvanut liki eksponentiaalisella tavalla. Yleistysten tekeminen perustuen ajallisesti rajattuun erikoistapaukseen ovat vaarallisia, ja on syytä muistaa, että valtaosan olemassaolostaan ihmiskunta on pitäytynyt energiankulutuksessaan varsin maltillisella ja vakaalla tasolla. Lisäksi, tiedämme jo nyt olevamme erittäin vaarallisilla vesillä — olemme valjastaneet käyttöömme niin suuret voimavarat, että toimintamme uhkaa jo oman kotiplaneettamme elinkelpoisuutta. On siksi täysin varmaa, että energiankulutuksemme ei jatka kasvua eksponentiaalisella käyrällä, emmekä voi koskaan ryhtyä Dysonin pallon rakentamiseen oman tähtemme ympärille ennen kestävän kulutustason saavuttamista. Se taas saattaisi hyvinkin poistaa kaikki motiivit ryhtyä megarakenteiden rakennusprojekteihin.

Tarvittava materian määrä aiheuttaa omat rajoitteensa. Jos kuvitellaan vain metrin paksuinen pallokuori Maan radan etäisyydelle Auringosta, sen rakentamiseen tarvittaisiin sama määrä materiaa kuin on koko Aurinkokunnassamme sitoutuneena planeettoihin ja niitä pienempiin kappaleisiin. Dysonin pallon olisi siis oltava erittäin ohut muodostelma ja silloinkin sen rakentaminen vaatisi valtavaa logistista operaatiota, jonka puitteissa sopivaa rakennusmateriaalia olisi haalittava laajalti koko aurinkokunnan alueelta. Dyson itse ehdotti koko Jupiterin massan käyttöä rakennusmateriaalina.

Motiivit rakennusprojektin taustalla eivät nekään ole selvillä, koska äärimmäisen kehittynyt sivilisaatio kykenee varmasti tuottamaan tarvitsemansa energian helpomminkin tai sitten osaa tehostaa toimintaansa riittävällä tavalla rajatakseen energiantarpeensa pienemmäksi. Dysonin pallot eivät siksi muodostu todennäköisiksi ratkaisuiksi teknisten sivilisaatioiden energiantarpeeseen, eikä ole alkuunkaan varmaa että yhtään sellaista on olemassa koko näkyvän maailmankaikkeuden alueella — puhumattakaan Auringon lähinaapuruston tähdistä, joita voimme havaita tarkimmin.

---

Mitä tutkijat sitten ovat havainneet tunnistaessaan seitsemän selittämätöntä kohdetta? Julkaisussaan he kertovat avoimesti, etteivät tiedä, ja siksi kohteet ovat kandidaatteja Dysonin palloiksi — jokin selityshän niiden omituisuuksille on oltava. Toistaiseksi kyse on kuitenkin vasta oudosta lämpösäteilystä, jota ei voi selittää vain tähtiä kiertävällä pölyllä. Kyse voi olla läheisistä hiukan erilaisten tähtien muodostamista kaksoistähdistä ja niiden järjestelmien pölymuodostelmista, tai pahoista virheistä tähtien ominaisuuksien määrityksissä. Mahdollisia ovat myös kohdalle osuvat taustataivaan galaksit tai järjestelmässä tapahtuneet planeettojen törmäykset, joissa olisi vapautunut suuria määriä pölyä. Yhden selitysmallin mukaan kyse voisi olla jopa kompakteista, kaukaisista galakseista, joissa on runsaasti pölyä, ja jotka on vain satuttu luokittelemaan virheellisesti tähdiksi. Kuten aina, tarvitaan lisää havaintoja, jotta kohteiden luonne voidaan saada selville. Toistaiseksi on enemmän kuin todennäköistä, että kyse ei ole Dysonin palloista, vaan aivan luonnollisista ilmiöistä ja vääjäämättömien luonnonlakien tuottamista harvinaisista kohteista.

Asiaa ei kuitenkaan voi jättää sikseen, vaan lisähavaintoja on tehtävä. Jos on pienikin mahdollisuus, että saamme havaintoja vieraista teknisistä sivilisaatioista, on havaintoja ainakin yritettävä. Vaikka sellaista havaintoa ei tehtäisikään, on kuitenkin selvää, että opimme jotakin harvinaisten ja omalaatuisten taivaan kohteiden fysiikasta, eikä sellainen tulos olisi millään muotoa pettymys.

---

Kuva läheisestä eksoplaneetasta Epsilon Indi Ab

6.8.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Läheinen, vain vajaan 12 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnasta sijaitseva Epsilon Indin järjestelmä on kiinnostava tähtijärjestelmä. Sen kirkkain tähti, Epsilon Indi A, on oranssi kääpiötähti, joka loistaa hiukan himmeämpänä kuin Aurinko. Sitä kiertää kahden ruskean kääpiön muodostama pari noin 1500 AU:n etäisyydellä mutta tähdellä on myös läheisempi kiertolainen — Epsilon Indi Ab on jättiläismäinen kaasuplaneetta, joka kiertää tähtensä noin 45 vuodessa. Se on toiseksi lähin tunnettu eksoplaneetta, joka on jupiterinkaltainen kaasujättiläinen. Planeetta on ollut henkilökohtaisesti minua kiinnostanut kohde, koska tutkimusryhmäni oli ensimmäisenä määrittämässä sen ominaisuuksia vuonna 2019. Nyt planeetasta on onnistuttu myös saamaan suoria kuvia — James Webb -avaruusteleskoopilla saadut uudet havainnot paljastavan planeetan kuvaamisen onnistuneen, aivan kuten julkaisussamme vuonna 2019 arvioimmekin.

Yhtenä lähimmistä tähdistä, Epsilon Indi on luonnollisesti ollut monien tutkimusryhmien ja havaintokampanjoiden kohteena. Tähteä on esimerkiksi havaittu vuosikymmeniä radiaalinopeusmenetelmällä, ja jo kaksi vuosikymmentä sitten arveltiin, että tähteä kiertää jonkinlainen verrattaen masiivinen kumppani. Syy on siinä, että jo tuolloin havaittiin tähden olevan avaruudessa kiihtyvässä liikkeessä, jota voi aiheuttaa vain jonkin toistaiseksi tuntemattoman, näkymättömän kumppanin vetovoima. Kumppanin luonnetta ei kuitenkaan voitu saada selville, ja se olisi aivan yhtä hyvin voinut olla suuri planeetta kuin hyvin pienimassainen tähtikin.

Tähden jatkuva tarkkailu radiaalinopeusmenetelmällä ei vain tuonut valaistusta kiertolaisen luonteeseen, vaan tarvittiin täydentäviä havaintoja toisilla menetelmillä. Tuolloisen tutkimusryhmämme nuorin jäsen Hertfordshiren yliopistossa, vastaväitellyt kiinalaistutkija Fabo Feng keksikin ajatuksen koettaa puristaa informaatiota Gaia -avaruusteleskoopin havainnoista. Gaia oli laukaistu avaruuteen vuonna 2013, mutta sen avulla ei oltu voitu saada riittävän pitkää havaintosarjaa, jotta kiertolaisen luonteen paljastava tähden näennäinen heilahtelu taivaalla voitaisiin saada mitattua. Vuosikymmenten pituisella kiertoradalla oleva kiertolainen jää auttamatta havaitsematta tällä astrometriaksi kutsutulla menetelmällä, jos havaintoja ei ole niin ikään kertynyt vuosikymmenten ajalta. Feng löysi nerokkaan vaihtoehdon saadaksemme planeetan radan ja siten massan määritettyä.

Gaia -avaruusteleskoopin havainnoista kävi selväksi tähden ominaisliike, eli sen suoraviivainen kulku avaruudessa. Gaian havaintoprojektin päätavoite oli määrittää lähimpien muutaman miljoonan tähden tarkat paikat ja liikkeet taivaalla, jotta saisimme ikään kuin dynaamisen tähtikartan kosmisesta naapurustostamme. Mutta Epsilon Indin liikettä oli mitattu aiemminkin. Hipparcos -satelliitin avulla oli tehnyt aivan vastaavaa paikan- ja liikkeenmääritystyötä jo kaksi vuosikymmentä aiemmin, vaikkakin paljon vaatimattomammalla tarkkuudella. Olimme enemmän kuin innoissamme todettuamme Hipparcos -satelliitin havainnoista määritetyn Epsilon Indin ominaisliikkeen poikkeavan Gaia -satelliitin vastaavasta. Se merkitsi sitä, että tähti oli vuosikymmenten saatossa kokenut kiihtyvää liikettä, jonka suunnan ja suuruuden kykenisimme nyt määrittämään. Tulos auttoi määrittämään tähteä kiertävän planeetan Epsilon Indi Ab radan ja toteamaan kyseessä olevan runsaat kolme kertaa Jupiterin massainen planeetta.

Olimme havainneet Aurinkokuntaa toiseksi lähimpänä avaruudessa sijaitsevan eksoplaneetan, joka voitiin luokitella jupiterinkaltaiseksi kaasujättiläiseksi. Kyseessä on samalla yksi lähimmistä järjestelmistä, joissa ulomman jättiläisplaneetan radan sisäpuolella on mainiosti tilaa maankaltaisille kiviplaneetoille.

Epsilon Indin eksoplaneetta avaruusteleskoopin kuvaamana

Epsilon Indi Ab on monella tapaa erityislaatuinen jättiläisplaneetta suoran kuvaamisen kohteeksi. Se sijaitsee avaruudessa aivan lähellämme, mikä on aina edullista tähtitieteessä. Planeetta on radallaan tähtijärjestelmänsä ulko-osissa, ja sen etäisyys tähdestä on suurempi kuin Jupiterin etäisyys Auringosta, mikä helpottaa kuvaamista. Itse tähtikin on Aurinkoa himmeämpi, ja planeetta loistaa Jupiteria voimakkaammin infrapuna-alueella, joten James Webb -avaruusteleskoopilla oli suotuisat mahdollisuudet onnistua planeetan kuvaamisessa. Eroista huolimatta, Epsilon Indi Ab on kaikin puolin jupiterinkaltaisin maailma, jota tähtitieteilijät ovat toistaiseksi onnistuneet kuvaamaan (Kuva 1.). Olemme ensimmäistä kertaa ottamassa valokuvia jonkin toisen, paljolti auringonkaltaisen vanhan tähden jättiläisplaneetasta, jonka radan sisäpuolella kiviplaneetoilla on mahdollisuus kiertää tähteään kaikessa rauhassa.

Huolimatta James Webb -avaruusteleskoopin ennennäkemättömästä tarkkuudesta ja herkkyydestä, planeettojen kuvaaminen on äärimmäisen vaativaa. Prosessissa tarvittiin teleskoopin koronografia, eli tähden valon havainnoista poistavaa suodatinta, joka jättää jälkeensä vain aivan tähden vieressä loistavan planeetan. Oleellista on kuitenkin, että havainnoissa on merkkejä vain yhdestä planeetasta. Epsilon Indin järjestelmässä ei siis ole useampia yhtä massiivisia jättiläisplaneettoja.

Kyseessä on viilein toistaiseksi kuvattu jättiläisplaneetta. Epsilon Indin järjestelmä planeettoineen on vanha, arviolta vähintäänkin noin 3.5 miljardin vuoden ikäinen ja siten vain hiukan Aurinkokuntaa nuorempi. Samalla on selvää, että järjestelmän planeetta ei ole enää asettumassa tasapainotilaan prosessissa, jossa planeetat kutistuvat, kun raskaampi materia vajoaa pohjaan keveimmän vedyn noustessa pinnalle. Kyse on voimakkaasti lämpöä vapauttavasta prosessista, joka saa nuorten planeettakuntien planeetat loistamaan niin kirkkaina, että niiden havaitseminen on ollut mahdollista jo maanpäällisin teleskoopein. Epsilon Indi Ab ei kuitenkaan ole enää nuori ja hohda kirkkaana infrapunasäteilyn aallonpituuksilla, joten sen havaitseminen vaati Webbin suunnatonta herkkyyttä ja kapasiteettia. Noin kahden celciusasteen lämpötilassa planeetta on hyvinkin tarkkaan sellainen kuin sen massa ja ikä antavat odottaa kaasuplaneettojen fysikaalisten mallien perusteella.

Havainnot eivät kuitenkaan olleet vailla yllätyksiä. Planeetan massaksi saatiin noin kaksi kertaa suurempi arvo kuin aiemmin arvioitiin perustuen radiaalinopeushavaintoihin ja astrometriaan. Planeetta on aiemmin arvioitua kauempana tähdestään, mikä saattaa tarkoittaa virhettä aiemmissa tuloksissa. Ei kuitenkaan välttämättä. Radiaalinopeustekniikalla ja astrometrialla kyetään määrittämään vain tähden liike ja kiihtyvyys avaruudessa. Menetelmillä liikkeestä päätellään, todennäköisyyslaskentaan perustuen, minkälainen kiertolainen voisi vetovoimallaan selittää havainnot. On sekin mahdollisuus, että planeetta ei ole yksin, vaan sillä on sisempi kumppani, joka on liian pieni, jotta se näkyisi Webbin havainnoissa mutta kyllin suuri, jotta se selittäisi tulosten väliset erot.

Tuoreessa julkaisussaan tutkijat kuitenkin onnistuivat mallintamaan sekä kuvaamalla saadut tiedot planeetasta että sen tähteensä aiheuttamat kiihtyvyydet kohtuullisen uskottavalla tavalla, eikä ole täysin selvää, että havaintojen selittämiseen tarvittaisiin toista planeettaa. Se on kuitenkin mahdollisuus, jota taatusti tutkitaan lähitulevaisuudessa. Erityisesti tähden astrometria kertoo karua kieltään siitä, että yhden planeetan malli ei sovi havaintoihin kunnolla, vaikkei ole mitään syitä epäillä havaintojen tarkkuutta ja laatua. Toisen planeetan olemassaolon varmistamisessa voi vierähtää vuosikymmeniä, koska ulkoplaneettojen liike tähden ympäri kestää niin kovin kauan. Se ei kuitenkaan ole este kuin vain yksittäisen tutkijan ja ihmiselämän näkökulmasta. Tieteellä on aikaa odottaa.

---

Luonto luovuuden lähteenä

17.6.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Tähtitiede

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.

---

James Webb -avaruusteleskooppi on tehnyt havaintoja kiviplaneetan kaasukehästä

10.6.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Koostumus

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.

---

Maankaltainen planeetta tähden Gliese 12 järjestelmässä

27.5.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

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.

---

Kuumien jupiterien jäljillä, osa 3

7.5.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

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.

---

Kuumien jupiterien jäljillä, osa 2

2.5.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

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.

---

Kuumien jupiterien jäljillä

29.4.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Tähtitiede

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.

---

Montako planeettaa yksi tähti voi syödä?

4.4.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Synty ja kehitys

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.

---

Aktiiviset tähdet elämän luojina

3.4.2024 klo 14.24, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

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.