Eksoplaneetta hukassa

Katseilta piilossa — eksoplaneettojen salattu elinkelpoisuus

15.8.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Kotiplaneettaamme peittää nestemäinen vesi, ja se erottaa Maan muista järjestelmämme kiviplaneetoista. Yli kaksi kolmannesta Maan pinnasta on vettä, ja on siksi hyviä syitä kutsua Maata meriplaneetaksi. Kosmisessa mitttakaavassa se ei kuitenkaan ole koko totuus. Oikeastaan Maassa on vettä verrattaen vähän jopa Aurinkokunnan mittakaavassa, koska jättiläisplaneettojen jäisten kuiden vesivarannot ovat niiden pienemmästä koosta huolimatta omaamme selvästi suurempia. On mahdollista, että etsiessämme elämälle soveltuvia planeettoja, olemme epähuomiossa sivuuttaneet koko joukon potentiaalisia eläviä planeettoja. Mikään ei nimittäin vaadi eläville organismeille soveltuvien olosuhteiden rajoittuvan vain tutuimpiin maankaltaisiin olosuhteisiin, verrattaen mataliin meriin.

Syvempiä meriä voi esiintyä lukemattomilla planeetoilla, koska vesi on maailmankaikkeuden yleisin alkuaineiden yhdiste. Mutta nestemäistä vettä esiintyy paljon laajemmalla kirjolla planeettoja kuin vain niillä, joiden pinnalla on sopiva lämpötila ja kaasukehän paine nestemäisen veden esiintymiselle. Nestemäistä vettä ja siten elämälle soveltuvia olosuhteita voi aivan mainiosti esiintyä monien kivisten planeettojen kuorikerroksessa, syvällä kallioperän sisällä. Tiedämme sen siksi, että oman planeettamme tilavuudeltaan suurin biologisten organismien elinympäristö löytyy jalkojemme alta. Allamme on kilometrien paksuudelta kallioperää, jonka sisällä mikrobit kukoistavat käyttäen energianlähteenään radioaktiivisen hajoamisen tuottamia vapaita radikaaleja. Kyse on kasvultaan ja aineenvaihdunnaltaan hitaasta elämästä, mutta planeettamme pinnan hektinen elämäntyyli saattaa olla maailmankaikkeuden erilaisten biosfäärien joukossa vain omituinen suurienerginen kuriositeetti. Saattaa hyvinkin olla poikkeavaa, että tuntemamme elävän planeetan pinnan organismit käyttävät energianlähteenään tähden säteilyenergiaa.

Syvemmät meret voivat olla myös piilossa jääkuoren alla. Paksu jäävaippa estäisi tehokkaasti näkemästä eläviä organismeja niiden alla lymyävissä valtamerissä, mutta voimme olla verrattaen varmoja, että monilla planeetoilla on valtameriä jäisten pintojensa alla. Jo Aurinkokunnassa jääkuoren sisäänsä sulkema meri on nestemäisen veden yleisin esiintymisalue. Ainakin Jupiterin kuiden Europan ja Ganymeden jäisten kuorien alla velloo suolainen meri. Viime aikoina tutkijoiden huomio on kuitenkin kiinnittynyt Saturnuksen pieneen kuuhun nimeltään Enceladus.

---

Eläville organismeille ei riitä pelkkä nestemäinen vesi. Olemme ikuisesti sidottuja tarvitsemiimme alkuaineisiin ja niiden esiintymiseen elinympäristössämme. Se on tietenkin totta myös kaikelle maanulkoiselle elämälle. Tuntemamme elämän biologisten koneistojen rakennusaineiksi tarvitaan pääasiassa vetyä ja happea (vesi), hiiltä, typpeä ja rikkiä. Oleellisessa roolissa ovat myös natrium, magnesium, kalium, kalsium, kloori ja fosfori. Näiden lisäksi elävät organismit käyttävät erilaisia muita alkuaineita erityisiin tarkoituksiinsa, mutta niiden määrät elävissä soluissa ovat hyvin vähäisiä.

Alkuaineiden saatavuus elämän rakennuspalikoiksi ei kuitenkaan ole täysin suoraviivaista, vaikka niitä olisikin olemassa jonkin taivaankappaleen pinnalla. Vesi tarjoaa tietenkin vedyn ja hapen elävien organismien käyttöön, ja tavanomaiset jo tähtienvälisen avaruuden molekyylipilvissä esiintyvät orgaaniset molekyylit tuovat mukanaan hiilen ja typen. Elämän syntyyn vaadittavassa geologisesti aktiivisessa ympäristössä, jonka pitkälle kehittyneitä paikallisia entropiaminimejä elävien organismien voidaan tavallaan katsoa syntyessään olevan, esiintyy runsain mitoin rikkiä sulfaatti-ioneina. Suolaisen veden kalium-, kalsium-, kloori-, ja magnesiumionit ovat nekin mainiosti saatavilla. Fosfori puolestaan on tyypillisesti sitoutuneena kallioperään, eikä se ole kovinkaan yleistä edes maanpäällisissä elinympäristöissä huolimatta sen oleellisesta roolista niin proteiinien kuin DNA- ja RNA-ketjujenkin rakennusaineena. Siksi on arveltu fosforin puutteen voivan muodostaa pullonkaulan elämän esiintymiselle maan ulkopuolella.

Toimiva tapa testata hypoteesia fosforin heikosta saatavuudesta on tietenkin koettaa havaita sen yhdisteitä toisilla taivaankappaleilla. Saturnuksen järjestelmään lähetetty Cassini-avaruusluotain olikin varustettu massaspektrometriaan perustuvalla kemiallisen koostumuksen mittalaitteella, jolla se kykeni mittaamaan kohtaamiensa pölyhiukkasten koostumusta. Saturnuksen kuista jääpeitteinen Enceladus teki havainnot erityisen helpoiksi. Kuun valtavat geysirit vapauttavat purkautuessaan vettä ympäröivään avaruuteen (Kuva 1.), ja siksi Cassinin oli mahdollista tehdä havaintoja Enceladusin jääpeitteen alta purkautuvan veden kemiasta lentäessään läpi geysirien purkauspilvien. Kuten suolaiselta vedeltä saattaa odottaa, natrium- ja kloori-ionit olivat havaittavissa yhdessä kaliumionien, vetykarbonaatti- ja karbonaatti-ionien kanssa. Monet elämän alkuaineet siis esiintyvät runsaslukuisina myös Enceladusin pinnanalaisessa valtameressä.

Vain fosforin havainnot jäivät puuttumaan, kun Cassinin havaintoja julkaistiin runsas vuosikymmen sitten. Tuore havaintojen uudelleenanalysointi kuitenkin paljasti erään fosforia sisältävän suolan, natriumfosfaatin merkit ja tutkijat saivat laskettua sen määrän geysireistä avaruuteen purkautuneissa jäähiukkasissa. Enceladusin pinnanalaisessa valtameressä on arvion mukaan sata kertaa enemmän fosforia kuin oman planeettamme merissä, joten puheet fosforin saatavuudesta pullonkaulana elämän esiintymiselle voidaan unohtaa ainakin Enceladusin osalta. Se taas viittaa vastaavien pullonkaulojen epätodennäköisyyteen muuallakin — ne kaksi valtamerta, joiden koostumusta olemme päässeet aurinkokunnassamme tutkimaan ovat molemmat joko mahdollistaneet elämän synnyn tai tarjoavat sen syntyyn vaadittavat rakennuspalikat. Jupiterin kuista esimerkiksi Europan pinnanalaista merta ei ole päästy tutkimaan samalla tarkkuudella, mutta mikään ei viittaa siihen, että sen koostumus poikkeaisi merkittävällä tavalla tai että joitakin elämälle oleellisia alkuaineita ei olisi saatavilla. Havainnot viittaavat siihen, että elämän syntyyn vaadittavat ainekset ovat olemassa kaikkialla, missä nestemäinen vesi vain virtaa vapaana ja esiintyy geologista aktiivisuutta, joka tarjoaa alkeellisten eliöiden synnyn mahdollistavia energiagradientteja.

Enceladus on siis vain pieni jättiläisplaneettaa kiertävä kuu, joka on hädin tuskin riittävän suuri saavuttaakseen pallomaisen muodon oman vetovoimansa avulla. Silti se vaikuttaa tarjoavan kaiken, mitä elämän syntyyn ja esiintymiseen vaaditaan. Lämmin, suolainen meri, jossa on kaikki elämän tarvitsemat rakennusaineet, geologista aktiivisuutta, joka pitää meren nestemäisenä ja tuottaa elämän käytettäväksi sopivia energiagradientteja, ja jäinen kuori suojaamassa merta avaruuden tappavalta säteilyltä. Se voi kuitenkin edustaa yleisintä tapaa järjestää olosuhteet, joissa elämän esiintyminen on universumimme puitteissa mahdollista. Monet eksoplaneetat voivat olla samankaltaisia jäisiä valtameriplaneettoja, ja niiden meret voivat olla täynnä eläviä organismeja kuten maapallollakin. Eikä elämän esiintyminen ole silloin rajoittunut vain niin kutsutun elinkelpoisen vyöhykkeen puitteisiin ja tuntumaan.

Lukemattomat planeetat maailmankaikkeudessa ovat kivisiä kuten maa mutta vetisempiä, koska ne ovat saaneet alkunsa tähden ”lumirajan” takana, missä vesi esiintyy höyryn sijaan kiinteänä jääpölynä ja osallistuu aktiivisesti planeettojen siementen muodostumiseen. Kun suuri osa planeettojen syntymateriaalista on vettä, lopputuloksena on valtameriplaneettoja, jotka jäätyvät pinnaltaan mutta voivat pitää sisuksissaan olevan veden nesteenä geologisen aktiivisuutensa turvin. Tuoreiden arvioiden mukaan sellaiset jääkuoren peittämät eksoplaneetat voisivat pitää jo pelkän ytimensä radioaktiivisen hajoamisen turvin pinnanalaisen valtamerensä nestemäisenä, suolaisena merenä, jossa elämä voisi esiintyä. Sellaiset meret voisivat pysyä elinkelposina miljardeja vuosia, koska raskaimpien radioaktiivisten aineiden puoliintumisaika on miljardin vuoden suuruusluokkaa. Elinkelpoisuuden suhteen tuskin edes olisi kysymyksiä liittyen tarkkaan koostumukseen, koska suolainen merivesi on samankaltainen ympäristö kaikkialla. Erot sen koostumuksessa eivät missään tapauksessa voi olla yhtä suuria kuin erilaisissa planetaarisissa kaasukehissä, joiden yksityiskohdat ovat oleellisia määritettäessä planeettojen pintaolosuhteiden soveltuvuutta elämälle.

Yksinkertaiset laskutoimitukset osoittavat jäällä kuorutettujen valtameriplaneettojen olevan mainio uutinen arvioille elämän esiintymisestä maailmankaikkeudessa. Auringon lähinaapurustossa on noin yksi tähti jokaista kymmentä kuutiovalovuotta kohti. Niistä vain 4% on auringonkaltaisia, kun taas pienempiä ja himmeämpiä oransseja ja punaisia kääpiötähtiä on noin 16% ja 72%. Vaikka jälkimmäisten pienten tähtien perinteisen elinkelpoisen vyöhykkeen maankaltaiset planeetat olisivat kauttaaltaan elinkelvottomia tähtien voimakkaiden purkausten ja suurienergisen säteilyn vuoksi, jäisten planeettojen valtamerissä elämä voisi kukoistaa välittämättä hiukkaakaan avaruussään ja säteilyn kaltaisista pinnan olosuhteita muokkaavista tekijöistä. Se mahdollisuus tekisi elinkelpoisista planeetoista noin 20 kertaa yleisempiä kuin olemme toistaiseksi osanneet arvioida.

Jos arvio jäänalaisten valtamerten elinkelpoisuudesta pitää paikkansa, maailmankaikkeutemme on tupaten täynnä elinkelpoisia elinympäristöjä ja sopivia planeettoja elämän esiintymiselle esiintyy likimain jokaisessa tähtijärjestelmässä. Jopa monet perinteisen elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista punaisten kääpiöiden kiertoradoilla voivat silloin olla elinkelpoisia, jos vain niiden pinnoilla on rittävästi vettä. Sellaisten planeettojen vuorovesilukkiutuminen nimittäin tekee planeetan valoistasta puoliskosta liian kuuman ja pimeästä liian kylmän nestemäisen veden esiintymiselle, mutta pimeälle puolelle kaasukehän virtausten avulla massiiviseksi jäätiköksi kulkeutuva vesi voi aikansaada sen alle geologisen aktiviteetin lämmittämän valtameren. Se taas on hyvä uutinen aivan lähimpien tuntemiemme eksoplaneettojen elinkelpoisuuden suhteen. Lähimmän eksoplaneettakunnan Proxima Centauri b voisi sittenkin olla kykenevä ylläpitämään elinkelpoisia olosuhteita pimeän puolensa jäätikön alla, jos sellainen vain on. Jääkuoren alla elämä olisi hyvässä suojassa aktiivisesti purkautuvalta tähdeltä. Valitettavasti se kuitenkin olisi myös hyvässä suojassa yrityksiltämme havaita sen olemassaolo teleskoopeillamme.

---

Elinkelpoisuuden ratkaisee kaasukehä — havaintoja pienten eksoplaneettojen ominaisuuksista

2.8.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

Venuksen paksu, hiilidioksidista koostuva kaasukehä päästää kyllä lävitseen Auringon säteilyn muttei sitten olekaan läpinäkyvä vapautuvalle lämpösäteilylle. Planeetan kaasukehä varastoi energiaa eristeenä toimivan kaasukehänsä sisään, mikä tekee sen lämpötilasta huomattavasti korkeamman kuin se olisi ilman tätä kasvihuoneilmiöksi kutsuttua vaikutusta. Planeettatutkimuksen perusopintoihin kuuluu planeettojen pintalämpötilojen arviointi perustuen mustan kappaleen säteilyspektriksi kutsuttuun fysikaaliseen ideaalitilanteeseen. Se tarkoittaa tilannetta, jossa planeetta säteilee kaiken Auringosta saamansa säteilyenergian tasapainolämpötilassa pois. Venuksen laskennallinen lämpötila olisi noin 55 celciusastetta mutta kasvihuoneilmiö muuttaa tasapainotilaa tehden planeetan pinnasta kuuman 460 celciusasteen rajan rikkovan pätsin, jossa metalleista jopa lyijy ja sinkki sulavat nesteiksi.

Pyrkimys löytää maankaltaisia elämälle soveltuvia planeettoja toisten tähtienkiertolaisina on erittäin ongelmallista vailla mahdollisuuksia tutkia planeettojen kaasukehien ominaisuuksia. Laskennalliselta lämpötilaltaan sopivaksi katsotut planeetat voivatkin osoittautua aivan liian kuumiksi elämän esiintymiselle, jos niiden pintaa vain peittää tarpeeksi paksu kasvihuoneilmiön aikaansaava kaasukehä. Ohut hiilidioksidista koostuva kaasukehä, kuten Marsilla, ei tuota juuri minkäänlaista kasvihuoneilmiötä ja siten Marsin keskimääräinen −60 °C pintalämpötila vastaa hyvin tarkkaan laskennallista arviota. Maakin on noin 40 celciusastetta laskennallista arvoa kuumempi 15 °C pintalämpötilallaan, joten planeettamme olisi ikijäähän vaipunut, monimuotoiselle maanpäälliselle elämälle epäsopiva planeetta ilman kaasukehämme hiilidioksidia ja muita kasvihuonekaasuja.

Oleellista on kaasukehän paksuus. Marsin ohut kaasukehä on vain noin prosentin Maan ilmakehän paksuudesta . Venuksen voimakas kasvihuoneilmiö puolestaan selittyy pääasiassa hiilidioksidista koostuvan kaasukehän massiivisella yli 90 ilmakehän paineella, joka voimistaa kasvihuoneilmiön planeetan pinnalla äärimmilleen. Laskennallinen termodynaaminen tasapainolämpötila antaa siksi vain planeetan pintalämpötilan alarajan, ja todellisten pintaolosuhteiden selvittäminen vaatiikin kaasukehän ominaisuuksien tuntemista. James Webb -avaruusteleskoopilla on mahdollista selvittää lähimpien tähtiensä editse radallaan kulkevien planeettojen olosuhteita.

---

Läheisessä punaisen kääpiötähden TRAPPIST-1 planeettakunnassa on seitsemän maapallon kokoluokkaan kuuluvaa kiviplaneettaa, joiden kaasukehien ominaisuuksia on päästy ensi kertaa tutkimaan JWST:n avulla. Planeetoista lähimpänä tähteään sijaitsevan planeetan TRAPPIST-1 b kaasukehästä koetettiin saada tietoa tarkkailemalla sen ylikulkuja infrapuna-alueella mutta merkkejä kaasukehän olemassaolosta ei havaittu. Planeetan kaasukehä on korkeintaan hyvin ohut, vain kymmeneksen Maan ilmakehän paksuudesta, todennäköisesti jopa sitäkin heikompi. Sen pinnalla kasvihuoneilmiö voi siksi vaikuttaa lämpötilaan vain hyvin vähän kuten Marsissa, tai kaasukehää ei ole lainkaan kuten Merkuriuksen pinnalla. Planeetan pintalämpötila on noin 230 °C, mikä tarkoittaa käytännössä sitä, että se on likimain kaasukehätön, kuuma kivenmurikka lähellä tähteään.

Ensimmäinen yritys havaita merkkejä lähitähteä kiertävän kiviplaneetan kaasukehästä veti siis vesiperän. Tähtitieteilijöiden tavoitteena on kuitenkin tutkia jokaista TRAPPIST-1 tähden planeettaa, ja tuoreet tulokset kertovat planeetan TRAPPIST-1 c ominaisuuksista. JWST:n havaintojen perusteella planeetta c, joka on pintalämpötilaltaan noin 110 °C kuumuudessa, on niinikään vailla kaasukehää tai se on vain hyvin ohut kuten Marsilla. Skenaariot venuksenkaltaisista olosuhteista, joissa kaasukehä tuottaa voimakkaan kasvihuoneilmiön, voidaan sulkea pois, koska planeetan valoisan puolen pintalämpötila on yhteensopiva kaasukehättömän kappaleen kanssa. Tulos on kiusallinen, koska ihmiskunnan käytössä oleva havaintokapasiteetti on toistaiseksi riittänyt kahden kivisen planeetan kaasukehien ominaisuuksien havaitsemiseen ja molemmat on todettu likimain kaasukehättömiksi kappaleiksi.

Joudumme vetämään johtopäätöksiä TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehien ominaisuuksista perustuen siihen, että niitä ei saatu havaituksi. Se on kuitenkin hyvin yleinen tapa saavuttaa tietoa tähtitieteessä, koska havainnon ollessa teknisesti mahdollinen, sen jääminen toteutumatta antaa uutta tietoa havaittavasta kohteesta. Oleellista on se, että voimme sulkea pois joitakin selitysmalleja planeettojen fysikaalisista ominaisuuksista — nyt tiedämme se, että niiden kaasukehät ovat ohuempia kuin omalla planeetallamme ja että ne eivät missään tapauksessa koe musertavaa kasvihuoneilmiötä kuten Venus.

Havaittavissa olevien kaasukehien puute voi kertoa jotakin TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoista mutta on hyvinkin mahdollista, että se on yleistettävissä koskemaan kaikkia vastaavanlaisia punaisia kääpiötähtiä. On mahdollista, että lähellä tähtiään, niiden säteilyn, hiukkastuulen ja purkausten syleilyssä, pienet kiviplaneetat menettävät herkästi koko kaasukehänsä. Se ei lupaa hyvää yrityksille havaita vain hiukan kauempana radoillaan sijaitsevien viileämpien ja siten elinkelpoisempien planeetojen kaasukehien ominaisuuksia. Jos niidenkin kohdalla merkit kaasukehästä jäävät havaitsematta, on selvää, että toiveet punaisten kääpiötähtien planeettakuntien elinkelpoisuudesta saavat kovan kolauksen. Lähin punaisen kääpiötähden planeettakandidaatti eläväksi planeetaksi, Proxima b, on entistä todennäköisemmin kuollut kivi aktiivisen tähtensä vieressä.

Ei ole kuitenkaan syytä lannistua, koska TRAPPIST-1 järjestelmän huomattavasti viileämmät ulommat planeetat voivat pitää kiinni kaasukehistään huomattavasti kahta sisäplaneettaa helpommin. Joka tapauksessa, voimme nyt ensi kertaa vertailla eksoplaneetoista saatuja tietoja oman aurinkokuntamme planeettojen hyvin tunnettuihin ominaisuuksiin ja jo se on suunnattoman arvokasta koettaessamme selvittää kosmisten naapurimaailmojemme olosuhteita.

---

Puuttuvat jupiterit

15.6.2023 klo 10.32, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

Oman planeettakuntamme silmiinpistävin tunnusmerkki on Aurinkoa kiertävä jättiläisplaneetta Jupiter. Se on suurin Aurinkokunnan planeetoista, ja vaikka kalpeneekin massaltaan tuhat kertaa suuremman Auringon rinnalla, se sisältää silti noin 70% kaikkien planeettojen yhteenlasketusta massasta. Samoin Jupiterin rataliike muodostaa noin 60% kaikesta Aurinkokunnan pyörimismäärästä. Monella tapaa Aurinkokunnan ensimmäisen asteen approksimaatio tarkoittaa Auringon ja Jupiterin muodostamaa paria — kaikki muu, planeetat ja pienemmät kappaleet, edustavat ikäänkuin vain pieniä poikkeamia Jupiterin hallitsemaan Aurinkokuntaan tähtemme ympärillä.

Jos havaitsisimme Aurinkokuntaa ja sen planeettoja jotakin toista tähteä kiertävän planeetan pinnalta käsin, kuvamme järjestelmästä ei juuri poikkeaisi tästä. Luultavasti emme näkisi ainoankaan planeetan ylikulkua, ja jos sellainen sattusikin tapahtumaan, todennäköisimmin kyseessä olisi pienen Merkuriuksen ylikulku, jota nykytekniikalla emme kykenisi havaitsemaan luotettavasti. Radiaalinopeusmenetelmällä taas havaitsisimme verrattaen helposti Jupiterin 12 vuoden syklin. Saattaisimme myöhemmin saada esiin merkkejä Saturnuksen kertoimella neljä heikommasta signaalista 29 vuoden syklillä, jos vain kykenisimme tekemään säännöllisesti havaintoja vuosikymmenten ajan. Saisimme kuitenkin varmuudella selville, että planeettakuntaa dominoi jättiläisplaneetta ja jo se tekisi planeettakunnasta hiukan poikkeuksellisen. Jättiläismäisiä kaasuplaneettoja kun löytyy vain joka kymmenennen auringonkaltaisen tähden kiertoradoilta. Maailmankaikkeuden yleisimpiä tähtiä, pienimassaisempia punaisia kääpiötähtiä, kiertämässä ne ovat vieläkin harvinaisempia.

Voimme havaita mainiosti jupiterinkokoisia ja -massaisia planeettoja läheisten tähtien kiertoradoilla. Voimme tehdä sen jopa niin hyvin, että kykenemme laskemaan tarkkoja arvioita niiden esiintymistodennäköisyydelle erilaisilla kiertoradoilla. Kuumat jupiterit tähtien lähellä voidaan havaita niin niiden ylikuluista kuin radiaalinopeushavainnoilla, joilla paljastui vuonna 1995 planeettatyypin ensimmäinen edustaja, 51 Pegasi b. Aivan samoin voimme nähdä pidemmillä kiertoradoilla hitaasti liikkuvat jättiläiset radiaalinopeusmenetelmän ja astrometrian ansiosta. Lähin sellainen on tähteä Epsilon Indi kiertävä kaasuplaneetta.

Jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, olivat ne sitten radoillaan tähtensä lähellä tai kauempana, ei kuitenkaan synny yhtä helposti kaikkien tähtien kiertoradoille. Se ei oikeastaan ole yllättävää, koska tähden syntyessä kasaan romahtavan tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven massa määrittää syntyvän tähden massaa, ja samalla planeettojen syntyyn käytettävissä olevan materian määrää. Mutta mikään luonnonlaki ei sano, että kevyempien tähtien ympärille tulisi aina syntyä keveämpiä kertymäkiekkoja, joiden aineksesta planeetat vuorostaan saavat alkunsa. Tunnemme myös useita punaisia kääpiötähtiä, joiden kiertoradoilla on kaasujättiläisiä, joten kokonaiskuva jättiläisplaneetoista vaatii tarkempaa tutustumista siihen, mitä oikeastaan tiedämme planeettojen esiintymisestä lähitähtien järjestelmissä.

Lasketaan mitä ei havaittu

Arvioitaessa tähtitieteellisten kappaleiden kuten jättiläisplaneettojen yleisyyttä, ei riitä, että lasketaan vain havaitut kappaleet ja vedetään sitten johtopäätöksiä. On aina huomioitava sekä se, mitä havaittiin, että se, mitä ei havaittu, vaikka havainto olisi ollut mahdollinen havaintotarkkuuden puitteissa.

Oletetaan, että jonkin tähden kiertoradalta ei havaittu jättiläisplaneettaa, vaikka tähteä tarkkailtiin kymmenen vuoden ajan radiaalinopeusmenetelmällä. Jos havainnot ovat niin tarkkoja, että jättiläisplaneetan merkit löytyisivät takuuvarmasti, voidaan sittenkin sanoa vain, että tähteä ei kierrä ainutkaan jättiläisplaneetta noin viiden Maan rataetäisyyden sisäpuolella. Sitä ulommasta planeetasta ei voida sanoa paljoakaan, koska sen aiheuttamat muutokset tähden liikkeeseen eivät riittäisi määrittämään planeetan rataa eikä silloin olisi mahdollista todentaa, että kyseessä on todellakin planeetan vetovoimavaikutus himmeän tähtikumppanin sijaan. Koska täysin taivaan tasossa tähteään kiertävät planeetat jäävät joka tapauksessa havaitsematta radiaalinopeusmenetelmällä, joka siis perustuu tähden liikkeen havainnointiin meitä kohti ja meistä poispäin, ei absoluuttista tietoa planeetoista minkään tähden kiertoradoilla edes voida saada — kokonaisarviot ovat vain todennäköisyyksiä suurelle joukolle tähtiä.

Tilanne on vieläkin hankalampi ylikulkumenetelmälle, jonka avulla voidaan havaita planeettoja vain siinä harvinaisessa erikoistapauksessa, että ne kulkevat täsmälleen tähden pinnan editse. Silloin ainakin 99% kaikista planeetoista jää aina havaitsematta, joten todennäköisyyslaskenta on vieläkin suuremmassa roolissa. Jos esimerkiksi 100 000 tähden tarkkailu avaruusteleskoopilla paljastaa 50 kuumaa jupiteria niiden ylikuluista, voidaan johtopäätöksenä todeta, että kuumia jupitereita on tähdistä ainakin 5000 ympärillä, ja siksi niitä löytyy kiertämässä noin 5% kaikista tähdistä. Kyse on valintaefektin huomioimisesta — emme saa näytettä kaikkien havaittujen tähtien planeetoista, vaan vain niiden, joita kiertäviä planeettoja tosiasiallisesti kykenemme havaitsemaan. Perusteiltaan laskelmat vastaavat todennäköisyyslaskennan alkeita, mutta muuttuvat nopeasti monimutkaisiksi, kun havaintotodennäköisyys on riippuvainen planeetan ja sen kiertoradan sekä tähden monista ominaisuuksista.

Tutkijat ovatkin selvittäneet miten jättiläisplaneettojen olemassaolo ja siten synty riippuu tähden ominaisuuksista. Se on mahdollista havaitsemalla planeettoja lukuisten tähtien kiertoradoilta ja arvioimalla planeettojen esiintymistodennäköisyyksiä erilaisille tähtien tyypeille. On vain ensin laskettava kuinka monta planeettaa löytyi kunkin tähtityypin kiertoradoilta. Huomioimalla, että niiden esiintymistodennäköisyys kerrottuna havaintotodennäköisyydellä antaa tulokseksi havaittujen planeettojen suhteellisen määrän, voidaan arvioida esiintymistä ja siten planeettojen todellista määrää kohteena olevien tähtien kiertolaisina. Tuloksena voidaan todeta, että jättiläisplaneettoja on kaikkien tähtityyppien kiertolaisina muttei yhtä paljon.

Auringonkaltaisista tähdistä noin yksi kymmenenstä jakaa järjestelmänsä ainakin yhden jättiläisplaneetan kanssa. Aurinkoa kaksi kertaa massiivisemmilla tähdillä puolestaa planeettoja on noin joka kuudennella, kun taas Aurinkoa puolet keveämmillä vain joka kolmannellakymmenennellä. Kaikkein keveimpien kääpiötähtien kiertoradat ovat kaikkein hankalimpia paikkoja jättiläisplaneettojen synnylle. Kun tähdet ovat massaltaan noin komanneksen Auringosta tai sen alle, niiden kiertoradoilta löytyy jättiläisplaneettoja keskimäärin vain yhdeltä tähdeltä sadasta. Jättiläisplaneettoja siis syntyy herkimmin sinne, missä materiaa tähden syntyyn on eniten ja siten tuloksena on massiivisempia tähtiä. Jos tähtienvälistä materiaa, kaasua ja pölyä, liikenee vain pienen tähden syntyyn, on jättiläisplaneettojenkin synty epätodennäköisempää. Kyse ei siten ole sattumasta, vaan planeettojen synnyn lainalaisuudesta.

Pienempiä Maan kokoisia planeettoja lainalaisuus ei kuitenkaan koske. Kooltaan ja massaltaan maankaltaisia planeettoja on jopa enemmän pienimpien tähtien ympärillä. Syiden selvittäminen pienempien planeettojen yleisyyden taustalla on puolestaan vasta aluillaan. Se kuitenkin tiedetään, että Jupiterinkaltaisten planeettojen järjestelmissä, joissa kaasuplaneetta kiertää tähteään kaukana järjestelmän viileissä ulko-osissa, on lähempänä tähteä runsaasti tilaa lämpimille kiviplaneetoille kuten Maa. Jos taas järjestelmän jättiläisplaneetta on niin sanottu kuuma jupiteri, joka kiertää tähteään sen pintaa viistäen, maankaltaisten planeettojen esiintyminen on epävarmaa, koska kuumat jupiterit hävittävät koko sisemmän planeettakunnan muuttaessaa ulommilta kiertoradoiltaan tähtiensä lähelle. Tai niin ainakin luulimme. Uusi Kepler -avaruusteleskoopin ylikulkuhavaintoihin perustuva tutkimus kertoo, että osassa kuumien jupiterien järjestelmiä pienemmät planeetat voivat säilyä radoillaan. Se on kuitenkin vain alustava havainto ennen kuin opimme ymmärtämään paremmin mitä tulokset merkitsevät järjestelmien muiden planeettojen kannalta.

---

Tulivuorten täplittämä

6.6.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Tulivuoret ovat eräs oman geologisesti aktiivisen maailmamme ominaispiirteistä. Ne koristavat mannerlaattojen reuna-alueita, joilla laatat puskevat toisiaan vasten tai erkanevat toisistaan väkivaltaisin seurauksin. Tulivuoria on kirjaimellisesti kaikkialla — niitä esiintyy mannerten vuoristoalueilla, merten pohjien harjanteilla, ja ne muodostavat uusia saaria, sulattavat jäätiköitä tai aiheuttavat tuhoa ihmisten rakennelmille ja luonnolle purkauksillaan ja laavavirroillaan. Tulivuoret kuvastavat sitä, miten vain ohut kiinteä kuorikerros suojaa meitä planeettamme sisuksen kuumuudelta, jossa silikaatit ja metallit virtaavat kuin neste valtavien fysikaalisten voimien armoilla. Tulivuoret ovatkin siten väistämättömiä geologisia ilmiöitä hydrostaattiseen tasapainotilaan asettuneen planeettamme kuorikerroksessa. Ja samat fysikaaliset ja geologiset voimat muovaavat toisia planeettoja samanlaisin lopputuloksin.

Aurinkokunnan korkein tulivuori, Marsin Olympus Mons, on vaipunut hiljaiseloon geologisessa aikaskaalassa varsin hiljattain, ehkäpä vain joitakin miljoonia vuosia sitten, ja se tarjoaa näyttävän esimerkin siitä, että tulivuoria on muillakin planeetoilla. Tulivuoret täplittävät myös Venuksen pintaa, ja tuoreet tutkimustulokset osoittavat niidenkin purkautuneet aivan geologisessa lähimenneisyydessä. Aurinkokunnan voimakkainta tulivuoritoimintaa on kuitenkin Jupiterin kuun, Ion pinnalla. Sen kuorikerrosta muovaavat Jupiterin voimakkaat vuorovesivoimat saaden kuoren taipumaan ja venymään, jolloin kitkavoimat vapauttavat kuoreen suuria määriä lämpöä. Se taas näkyy kuun pinnalla lukuisina tulivuorina, jotka peittävät Ion pintaa kauttaaltaan.

Tulivuoria on myös toisenlaisten Aurinkokunnan kappaleiden pinnoilla. Kryovulkanismi, eli kylmä tulivuoritoiminta, tarkoittaa jäästä koostuvan pinnan aktiivisuuttta matalissa lämpötiloissa. Silloin vuoret muodostuvat jäästä ja niistä purkautuu laavan sijaan vettä tai lämpimämpää jäätä, joka kylmissä olosuhteissa käyttäytyy viskositeettinsa vuoksi kuin maanpäällisten kuumien tulivuorten laava. Kun huomioidaan kryovulkanismi, voidaan todeta, että jonkinlaista tulivuoritoimintaa esiintyy tai on esiintynyt likimain jokaisen hydrostaattisessa tasapainotilassa olevan kappaleen pinnalla jo omassa planeettakunnassamme. Kyse on siis lähes takuuvarmasti universaalista ilmiöstä, jota esiintyy samojen luonnonlakien ansiosta myös muilla kiinteäpintaisilla planeetoilla ja suurilla kuilla maailmankaikkeudessamme. Tulivuorina ilmenevän geologisen aktiivisuuden syynä voi olla planeetan sisuksissa oleva sen syntymästä ja radioaktiivisesta hajoamisesta peräisin oleva lämpö tai läheisten massiivisten kappaleiden vuorovesivoimat. Niitä on kuitenkin kaikkialla — myös havaitsemillamme kivisillä eksoplaneetoilla.

---

Eräs toista tähteä kiertävä tulivuorten täplittämä planeetta on todennäköisesti LP 791-18 d. Sen luonne paljastui tutkimuksessa, jossa raportoitiin planeetan ylikulkuhavainnoista näkyvän valon ja infrapuna-alueen TESS ja Spitzer -avaruusteleskoopeilla. Aiemmin tunnettiin kaksi planeettaa pienen punaisen kääpiötähden LP 791-18 järjestelmästä mutta uudet TESS-avaruusteleskoopin havainnot paljastivat vielä kolmannen, likimain maapallonkokoisen kappaleen kiertämästä tähteä kerran noin 2.8 päivässä. Vaikka kyseessä on aivan tavanomainen planeettakunta, joita esiintyy pienimassaisten tähtien ympärillä runsain mitoin, LP 791-8 d on poikkeuksellisella radalla. Se kiertää tähteään hyvin lähellä mutta on silti kahden muun massiivisemman planeetan välissä kiertoradallaan. Uloin planeetoista kiertää sekin tähden vain noin viidessä päivässä, mutta se on massaltaan yli seitsemänkertainen planeettaan d verrattuna ja se luokitellaan minineptunukseksi, jolla on paksu kaasumaisesta aineksesta koostuva vaippa ympärillään. Minineptunus vaikuttaa kuitenkin planeetan d rataan vetovoimallaan tehden siitä tyypillisen ympyräradan sijaan hiukan soikean. Radan soikeus taas on melkoisen poikkeuksellista tiukkaan, tähtensä lähelle pakatuissa eksoplaneettajärjestelmissä, joissa vuorovesivoimat yleensä pyöristävät radat hyvinkin lyhyessä aikaskaalassa.

Soikea rata tietää huonoja uutisia planeetan d pintaolosuhteille. Sen etäisyys tähdestään ei pysy vakiona ratakierroksen aikana, jolloin syntyy vuorovesivoimien aikaansaamaan kitkaa. Kitka taas lämmittää planeetan pintakerroksia tuottaen suuria määriä lämpöenergiaa. Se taas saa pinnan halkeilemaan ja muovautumaan jatkuvissa ratakierrosten määräämissä sykleissä ja kuumuus purkautuu planeetan silikaatttikuoren alta pinnalle valtavien supertulivuorten jatkuvina purkauksina. Myös ulompi minineptunus lisää pinnan aktiivisuutta omilla vuorovesivoimillaan. Kyse on kuin Iosta Jupiterin vetovoimakentässä mutta jättiläiskoossa. Jupiterin sijaan vuorovesivoimia aikaansaa planeettakuntaa ympärillään vetovoimallaan kaitseva tähti ja niiden kohde on Ion sijaan maapallon kokoinen kiviplaneetta.

Mutta tutkijoiden arvioiden mukaan LP 791-18 d on läheisyydestään huolimatta sittenkin riittävän kaukana tähdestään, jotta nestemäinen vesi voisi juuri ja juuri pysyä virtaamassa sen pintaolosuhteissa. Se on kuitenkin laskennallinen arvio, joka huomioi vain tähden säteilyn — kitkavoimien tuottama lämpö ja tulivuoret tarkoittavat todennäköistä kuoliniskua planeetan muutoinkin varsin epätodennäköiselle elinkelpoisuudelle. Mikään ei kuitenkaan ole niin varmaa kuin havaintojen ja niistä tehtyjen tulkintojen epävarmuus. On täysin mahdollista, että planeetan d pimeä puolisko, joka suuntautuu vuorovesilukkiutumisen vuoksi aina pois päin tähdestä, on riittävän viileä nestemäisen veden esiintymiselle. Tulivuoritoiminta puolestaan tuottaa väistämättä planeetalle ainakin jonkinlaisen hiilidioksidipitoisen kaasukehän, joka on siten verrannollinen Venuksen ja Marsin kaasukehiin Aurinkokunnassa. Kyseessä on siten varsin mielenkiintoinen maailma, joka muistuttaa monella tapaa aurinkokunnan tuttuja kappaleita, mutta joka on silti täysin erilainen kuin mikään mitä tunnemme omasta järjestelmästämme.

Ihmisillä ei takuulla ole asiaa planeetan LP 791-18 d pinnalle jo sen kaukaisuuden vuoksi, mutta planeetan ilmeinen aktiivinen geologia varmistaa, että avaruussaappaat sulavat sen pinnalla astellessa. Vastaavat laavaplaneetat ovat kuitenkin melko yleinen planeettatyyppi maailmankaikkeudessamme, jossa pieniä kiviplaneettoja syntyy herkästi pienten tähtiensä lähelle, missä kuumuus pitää pinnan kiviaineksen sulana joko vuorovesivoimien välityksellä tai ilman niitä.

---

Varjoista valoon

16.5.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

Eksoplaneettojen havaitsijoita on toisinaan kutsuttu varjojen etsijöiksi, koska havaintomenetelmistä menestyksekkäin, planeettojen ylikulkuja kartoittava menetelmä, perustuu ihan kirjaimellisesti planeettojen varjojen havaitsemiseen. Näiden varjojen metsästäjät ovatkin rakentaneet jopa etsintään erikoistuneita avaruusteleskooppeja ja rekisteröineet jo tuhansien planeettojen varjot, kun ne kulkevat radoillaan tähtiensä editse ja aiheuttavat tähdistä teleskooppeihimme tulevaan valoon jaksollista, hiuksenhienoa himmenemistä. Muutokset havatsemassamme valossa kertovat kuitenkin monenlaisista dynaamisista tähtitieteen kohteista paljon asioita. Jos kohteessa tapahtuu muutoksia, sen ominaisuuksia voi koettaa havaita, jos muutokset vaikuttavat jollakin tavalla kohteiden säteilemään energiaan.

Tähtitieteilijät osaavat tutkia monenlaisia dynaamisia järjestelmiä perustuen muutoksiin havaittavassa kohteessa. Voimme havaita planeettoja kiertämässä tähtiä mutta myös tähtiä kiertämässä toisiaan moninkertaisissa järjestelmissä. Voimme havaita asteroidien pyörimisen ja komeettojen purkaukset tai jopa kaukaisten mustien aukkojen liikkeen niitä ympäröivien kertymäkiekkojen läpi. Muutosten havaitsemisen ei tarvitse olla rajoittunutta sähkömagneettisen säteilyn tarkkailuun, vaan voimme havaita neutriinoita, jotka kertovat kaukaisten galaksiytimien purkauksista tai jopa gravitaatioaaltoja, joilla tutkitaan mustien aukkojen törmäyksiä. Kaiken taustalla on kuitenkin muutoksen havaitseminen. Eksoplaneettojen tutkimuksessa niiden rataliike on ehkäpä selkein muutosta aiheuttava tekijä. Toisinaan se kuitenkin tuottaa odottamattomia havaintomahdollisuuksia.

---

Vuonna 2017 saatiin todistusaineistoa toisenlaisesta varjosta liittyen eksoplaneettoihin. Kun tutkijat havaitsivat Hubble-avaruusteleskoopilla läheisen nuoren tähden TW Hydrae ympäristöä, he onnistuivat saamaan tietoa tähteä ympäröivästä kaasu- ja pölykiekosta. Kuten moni muukin nuori tähti, myös TW Hydrae on kaasusta ja pölystä koostuvan kiekon ympäröimä. Sellaiset kiekot muodostuvat jokaisen syntyvän tähden ympärille, ja niiden aineksesta muodostuvat planeetat tähtien kertoradoille. Infrapuna-alueen instrumenteilla on voitu havaita rengasmaisia, tummia alueita sellaisten kiekkojen rakenteessa. Ne paljastavat radat, joilta syntynyt jättiläisplaneetta on siivonnut kaasun ja pölyn pois vetovoimansa avulla. TW Hydraen tapauksessa rengasrakenteiden lisäksi huomio kuitenkin kiinnittyi kiekon poikkeavaan kirkkauteen eri puolilla tähteä.

Tähtiä ympäröivien kiekkojen kirkkausjakaumassa ei tavallisesti havaita muutoksia eri suunnissa, vaan ainoastaan eri etäisyyksillä. Koska aines on sitä harvempaa mitä kauemmas tähdestä mennään, kiekkojen kirkkaus heikkenee suhteessa etäisyyteen tähdestä. Poikkeuksen tähän yleiseen sääntöön muodostavat kuitenkin rengasmaiset aukkokohdat, jotka kertovat planeetoista mutta toisinaan kiekkorakenteita on useampia tai ne ovat kokeneet muodonmuutoksia tähtikumppaneiden vetovoiman vuoksi. TW Hydrae on kuitenkin yksinäinen tähti, joten sen kiekkoon tähtikumppaneilla ei ole voinut olla vaikutusta. Vaikka kaukaisempien tähtikumppanien vaikutusta ei heti voitu sulkea pois, jo seuraavat havainnot paljastivat, ettei tähtien vaikutus voinut tulla kyseeseen. Kiekon kirkkausvaihtelut olivat siirtyneet hiukan, kuin joku olisi kääntänyt kiekkoa parikymmentä astetta.

Tähteä ympäröivä laaja kiekkomuodostelma ei tietenkään voi kiertyä karusellin tavoin, koska se ei ole kiinteä ja sen sisältämät pölyhiukkaset ja kaasumolekyylit vähät välittävät muilla rataetäisyyksillä olevasta materiasta. Ne tuntevat vain tähden vetovoiman liikkuessaan omilla radoillaan tähden ympäri, joten niiden liike on ennustettavissa Johannes Keplerin jo 1600-luvun alussa keksimillä liikelaeilla. Samalla on selvää, että kiekon aines ei mitenkään voisi liikkua niillä valtavilla nopeuksilla, jotka ovat seurauksena kiekon ulko-osien noin parinkymmenen asteen pyörähdyksestä vain vuoden kuluessa. Oman järjestelmämme ulkoplaneetta Neptunus, jonka rataa vastaava etäisyys on likiman kuvan 1 kiekkojen keskellä olevan mustan ympyrän reunalla, kiertää radallaan vain vajaat kaksi astetta vuodessa, joten jos havaittu ilmiö aiheutuisi pyörimisestä, tähden massa ei millään riittäisi pitämään vinhaa vauhtia liikkuvaa materiaa radallaan. Silloin kiekko hajoaisi vain sadoissa vuosissa ja emme olisi voineet sitä koskaan edes havaita 8 miljoonaa vuotta vanhan tähden ympärillä. Erot valaistuksessa voisivat kuitenkin saada aikaiseksi havaitun efektin, jos vain kiekon sisäosissa olisi jotakin tähden kiertoradalla varjostamassa ulompia alueita.

Yksittäinen planeetta ei tietenkään voi langettaa valtavaa varjoa tähteä ympäröivään kiekkoon. Siihen ei riittäisi edes planeettaa itseään ympäröivä pienempi kiekko, jollaisista kuiden järjestelmät syntyvät kuin minikokoisina planeettakuntina. Vaihtoehdoksi jää erillinen sisempi kiekko, jota tähteä kiertävä jättiläisplaneetta vetää puoleensa. Vaadittava tilanne voi muodostua, jos sisempi ja ulompi kiekko ovat hiukan eri tasossa suhteessa toisiinsa. Tulkinta saa tukea ALMA -teleskoopin infrapuna-alueen havainnoista, joista käy ilmi sisempänä järjestelmässä oleva rengasmainen kiekon aukko jättiläisplaneetan radan merkkinä. Vaikka sisempää kiekkoa ei voida tutkia sen tarkemmin tähden läheisyyden tehdessä siitä likimain mahdotonta, on sen aikaansaama varjo ainoa tapa selittää ulomman kiekon vastapäivään liikkuvat kirkkausvaihtelut.

Planeettakunnat syntyvät tähtiä ympäröivistä kertymäkiekoista. Kasvettuaan massiivisiksi, planeetat ryhtyvät muokkaamaan kiekkoja, siivoten niihin materiasta vapaita renkaita kiertoratojensa merkiksi ja muuttamalla kiekkojen materiajakautumaa vetovoimallaan. Mutta TW Hydraen kertymäkiekon varjot paljastivat vielä muutakin (1). Vuoden 2021 Hubble-avaruusteleskkoopin havainnoissa järjestelmän kertymäkiekon ulko-osista paljastui toinenkin varjo, joka aiheutuu toisesta erillisestä järjestelmän sisäosien kiekkorakenteesta (Kuva 3.). Kokonaisuutena tähteä ympäröivä kertymäkiekko on siis jaoteltuna ainakin kolmeen osaan, joista sisimpiä ei edes voida nähdä, koska edes Hubble-avaruusteleskoopin kapasiteetti ei riitäerottamaan sisempiä kiekkoja lähellä kirkasta tähteä. Jaottelun voivat kuitenkin aikaansaada vain tähteä kiertävät jättiläisplaneetat, joita on oltava ainakin kaksi uloimman kiekon sisäpuolella. Aiemmissa havainnoissa varjot vain olivat niin lähellä toisiaan, että niiden erottaminen kahdeksi erilliseksi objektiksi oli mahdotonta. Planeettojen ratojen taas on oltava suunnilleen samalla etäisyydellä tähdestä kuin Jupiter on Auringosta, eli karkeasti 800 miljoonan kilometrin etäisyydellä vastaten noin viittä Maan rataetäisyyttä Auringosta.

Olemme vasta saavuttaneet tähtitieteellisen havaintoinstrumenttien tason, jolla nuoria tähtiä ympärövien kiekkorakenteiden havaitseminen ja tutkiminen on mahdollista. Se on samalla tehnyt mahdolliseksi kartoittaa nuorten lähitähtien planeettakuntia jo niiden muodostumisvaiheessa, vaikka emme edes voi havaita planeettoja suoraan kuin vain yksittäisissä erikoistapauksissa, joissa planeetat ovat riittävän kirkkaita ja riittävän kaukana tähdestään, jotta niiden suora valokuvaaminen onnistuu. Kiekkojen rakenteet kuitenkin paljastavat niiden olevan planeettojen vetovoimavaikutukselle alttiita dynaamisia rakenteita, joista voi löytää merkkejä planeetoista tarkkailemalla kaasun ja pölyn jakautumista eri radoille. Uusimmat löydöt osoittavat, että planeetat voivat paljastaa olemassaolonsa myös vaikuttamalla kiekon ulko-osien valaistukseen vetovoimansa välityksellä. Se tuo planeetatkin kuvainnollisista varjoista valoon, vaikka emme voikaan havaita niitä suoraan.

Lisää valaistusta TW Hydraen planeettakuntaan saadaan varmasti, kun tähtitieteilijät suuntaavat uusimman instrumenttinsa, James Webb -avaruusteleskoopin sitä kohti.

---

Elämän ja kuoleman metallit

4.5.2023 klo 12.39, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Synty ja kehitys

Tähtitietelijöillä on erikoisia tapoja luokitella asioita. Muiden tieteenalojen edustajat kauhistelevat tyypillisesti tähtitieteilijöiden monenlaisia approksimaatioita ja arviointeja. Kosmologille piin likiarvoksi voi riittää aivan hyvin numero 3, koska silloinkin saadaan yhden desimaalin tarkkuus ja ainakin lopputuloksen suuruusluokka oikein. Mutta erityisesti kemistien parissa herättää hilpeyttä astronomien terminologia, jossa sanalla metalli vitataan kaikkiin alkuaineisin, jotka ovat heliumia raskaampia. Maailmankaikkeudessa on siis vain vetyä, heliumia ja metalleja. Rauta nyt on metalli mutta tähtitieteilijöille yleisiä metalleja ovat hiili, typpi, happi, ja monet muut alkuaineet olivat ne sitten metalleja kemiallisessa mielessä tai eivät. Ihmiset koostuvat siten vedystä ja suuresta määrästä metalleja, joten tähtitieteellisessä mielessä olemme kaikki suureksi osaksi metallia.

Kontekstissaan määrittely on tietenkin järkevä approksimaatio, koska vety ja helium ovat universumin yleisimmät alkuaineet, ja siksi kaikki tähdet koostuvat pääasiassa niistä. Vetyä on noin 73% kaikesta materiasta ja heliumiakin noin 25%. Loppu 2% on metalleja, joiden pitoisuutta esimerkiksi tähtien kaasukehissä on tyypillisesti mitattu spektroskooppisesti, eli havaitsemalla tähtien säteilyn voimakkuutta eri aallonpituuksilla. Eri alkuaineet jättävät spektriin oman ominaisen absorptio- ja emissioviivojen kokoelmansa, joten eri tähtien toisistaan poikkeavia metallipitoisuuksia onkin mitattu jo pitkään spektrien avulla. Yksinkertaisin mahdollinen mittari tähden koostumukselle on juuri metallipitoisuus, eli heliumia raskaampien alkuaineiden osuus tähden kaasukehässä. Vaikka tutkijat usein mittaavatki tarkemmin monen eri alkuaineen pitoisuuksia erikseen, on yleinen ”metallipitoisuus” hyvin käytännöllinen suure määrittämään vaikkapa sitä, kuinka paljon heliumia raskaampia aineita oli juuri sen tähtienvälisen aineksen joukossa, josta kyseinen tähti sai alkunsa.

Tähden metallipitoisuus voi kertoa myös väkivaltaisesta historiasta, koska planeettojen törmääminen tähteensä voi jättää jälkeensä tähden kaasukehän kohonneen metallipitoisuuden. Tyypillisesti tilanne on kuitenkin päinvastainen: metallipitoisemmasta aineksesta alkunsa saaneiden tähtien kiertoradoilla on enemmän planeettoja. Tilanne havaittiin jo varhaisten radiaalinopeushavaintojen myötä ja se on saanut vahvistuksensa Kepler-avaruusteleskoopin löytämien tuhansien planeettojen tilastollisen analyysin avulla. Metallipitoisuus vaikuttaa kuitenkin myös tähden itsensä käyttäytymiseen.

---

Oletetaan, että vertailemme laboratoriossamme kahta muutoin samanlaista tähteä mutta toinen on metallipitoisempi kuin toinen. Ne ovat massaltaan samanlaisia, ja siten kooltaan likimain identtisiä. Ne loistavat yhtä kirkkaasti näkyvän valon aallonpituuksilla ja näyttävät aivan samanlaisilta nopeasti tarkasteltuna. Silti ne poikkeavat toisistaan merkittävästi — suurempi metallipitoisuus saa toisen tähdistä säteilemään ultraviolettivaloa poikkeavalla tavalla. Emme tietenkään voi oikeasti asettaa tähtiä laboratorioon tutkiaksemme niitä kontrolloiduissa olosuhteissa mutta voimme suunnitella täsmälleen haluamiamme koejärjestelyitä mallintamalla tähtien käyttäytymistä yksityiskohtaisilla tietokonesimulaatioilla. Silloin tähtien ominaisuuksien vaikutusta kokonaisuuteen voidaan testata täsmälleen halutulla tavalla.

Voimme siis mennä laboratoriokokeessamme pidemmälle. Oletetaan, että kahta tähteämme kiertää molempia maankaltainen, elinkelpoinen planeetta. Planeetat ovat samanlaisia ja samanlaisella kiertoradalla, jotka sijoittuvat tähtien elinkelpoisten vyöhykkeiden sisäpuolelle. Planeettojen olosuhteissa onkin päässyt kehittymään eläviä organismeja, jotka ovat oppineet yhteyttämään ja sitomaan siten tähden säteilyenergiaa orgaanisten yhdisteiden rakenne-energiaksi. Elämä kukoistaa molemmilla planeetoilla, ja yhteyttäminen tuottaa kaasukehään happea, joka muodostaa sen yläosiin otsonikerroksena tunnetun ultraviolettisäteilyltä suojaavan kerroksen. Koko tapahtumaketju voi vaikuttaa epätodennäköiseltä mutta tiedämme sen tapahtuneen kertaalleen ainoalla tuntemallamme elävällä planeetalla. Muilla tähdillä oleelliseksi muuttujaksi muodostuu juuri tähden metallipitoisuus. Ollessaan suurempaa, se vähentään ultraviolettisäteilyä kokonaisuutena, mutta samalla myös otsonin muodostumisprosessi hidastuu. Se taas tekee metallipitoisempien tähtien planeetoista epätodennäköisempiä maailmoja maankaltaiselle, pintaa peittävälle biosfäärille.

Ultraviolettisäteilyn tyypillä on väliä. Sen pidemmät aallonpituudet kyllä tuhoavat otsonia osuessaan planeetan kaasukehään mutta lyhyemmät aallonpituudet rikkovatkin happimolekyylejä synnyttäen otsonia, kun syntyvät happiradikaalit reagoivat muiden happimolekyylien kanssa. Syntyy tasapainotilanne, jossa otsonikerroksen paksuus rippuu saapuvan ultraviolettisäteilyn aallonpituuksista. Jos tähden metallipitoisuus on matalampi, sen ultraviolettisäteilystä suurempi osa on lyhyiden aallonpituuksien säteilyä, jolloin otsonia pääsee muodostumaan runsaasti ja planeetan elämä saa suojan tappavaa ultraviolettisäteilyä vastaan. Korkeamman metallipitoisuuden tähteä kiertävä planeetta taas saa ohuemman otsonikerroksen ja sen pinnalla ultraviolettisäteily hajottaa tehokkaasti orgaaniset molekyylit steriloiden planeetan elottomaksi. Kaikki toki riippuu siitä, että kaasukehässä on vapaata yhteyttävien kasvien tuottamaa happea, mikä kuvastaa vain sitä, että osaamme spekuloida planeettojen elinkelpoisuudella lähinnä vain perustuen yhteen ainoaan esimerkkiin elollisesta planeetasta — omaamme.

Tähden metallipitoisuus kertoo kuitenkin muutakin. Koska planeetat muodostuvat korostetusti juuri tähtitieteellisistä metalleista, eli heliumia raskaammista alkuaineista, niiden syntyyn vaikuttaa se, kuinka paljon näitä metalleja oli saatavilla planeettojen alettua muodostumaan tähtensä kiertoradoille. Mitä enemmän metalleja oli, sitä herkemmin planeettoja muodostui ja sitä yleisemmiksi ne tulivat. Siksi kaikkein metallipitoisimmat tähdet synnyttävät kyllä herkemmin planeettoja kiertoradoillleen mutta eivät ehkä päästä niitä kehittämään pinnoilleen kompleksisia yhteyttämiseen perustuvia biosfäärejä.

Kultaisen keskitien periaate pätee luultavasti tässäkin asiassa. Jos tähden metallipitoisuus on keskimääräistä luokkaa, kuten omalla tähdellämme Auringolla, sen kiertoradalle syntyy kyllä planeettoja mutta vain maltillisesti ja niistä sisimmät jäävät herkemmin kooltaan pieniksi. Silloin niistä jokin tai jotkut saattavat osoittautua ominaisuuksiltaan juuri sellaisiksi, että elämä saa alkunsa elottomista geokemiallisista prosesseista ja valtaa planeetan kuoren. Kuten kaikkea muutakin, metallejakin tarvitaan siksi juuri sopivasti, jotta tuntemamme kaltainen elämä voi kukoistaa maailmankaikkeudessa.

---

Metalleja, kuten mitään materiaa, ei ole ollut aina. Maailmankaikkeudellamme on alku, ja sen ensimmäisinä hetkinä saivat alkunsa niin keveimmät alkuaineet vety ja helium kuin myös ripaus kolmanneksi keveintä alkuainetta litiumia. Kaikki raskaimmat alkuaineet syntyivät sitten myöhemmin tähtien ydinreaktioissa, kun keveämmät alkuaineet fuusioituvat raskaammiksi vapauttaen energiaa tähtien energianlähteenä. Osa siitä aineksesta, kuten esimerkiksi suurin osa kaikkea litiumia, hiiltä ja typpeä, vapautui tähtienväliseen avaruuteen uusien tähtisukupolvien rakennusmateriaaliksi kuolevien pienimassaisten tähtien puhallettua metallien kyllästämät ulko-osansa avaruuteen elinkaarensa lopussa. Valtaosa muista yleisemmistä alkuaineista puolestaan vapautui massiivisempien tähtien sisuksista supernovaräjähdysten myötä.

Planeettojen materiaali ja siten myös elämän tarvitsemat alkuaineet syntyivät siis kirjaimellisesti räjähtävien tähtien siroteltua ne pölynä avaruuteen. Samalla supernovaräjähdysten paineaallot saattoivat toimia sopivana häiriötekijänä, joka sai tähtienvälisen aineksen pilvet luhistumaan tähdiksi ja niiden joukoiksi. Supernovatkin siis kylvivät elämän edellytyksiä mutta saattoivat samalla myös riistää ne. Supernovaräjähdykset nimittäin tuottavat pitkiä intensiivisen röntgensäteilyn purkauksia, jotka kestäessään jopa vuosikymmeniä, saattavat steriloida tehokkaasti läheisissä tähtijärjestelmissä sijaitsevia elinkelpoisia planeettoja. Supernovienkin suhteen olemme siten samalla riippuvaisia niistä ja alttiina vaaralle niiden sattuessa liian lähelle. Pelkoon ei kuitenkaan ole aihetta, sillä lähelle Aurinkokuntaa sattuva supernovaräjähdys on äärimmäisen epätodennäköinen tapahtuma, jota tuskin sattuu ihmislajin ollessa olemassa.

---

Lumivaipan peittämä

18.4.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Noin 650 miljoonaa vuotta sitten päiväntasaajalla satoi lunta. Kyse ei ollut mistään hetkellisestä sään oikusta ja poikkeuksellisesta ilmavirtauksesta napa-alueen tuntumasta, vaan lunta satoi pitkään. Se peitti tropiikin hiljalleen hyytävään huomaansa, ja muutti maan valkeaksi.

Oli kylmä. Ilmasto oli viilennyt ja napajäätiköt olivat hiljalleen laajenneet ja saavuttaneet keskileveyspiirit. Niiden poikkeuksellinen laajuus siirsi kuitenkin koko ilmastojärjestelmän uuteen tasapainotilaan. Valtavat jäätiköt heijastivat vaalean peilin tavoin niin suuren osan Auringon säteilystä pois, että planeetta ei enää lämmennyt kuin ennen, vaan alkoi viilenemisen kierre. Viilennyt ilmasto sai jäätiköt laajenemaan kohti päiväntasaajaa, mikä sai suuremman osuuden säteilystä heijastumaan pois lämmittämästä planeettaamme. Syntyi voimakas positiivinen takaisinkytkentä ja lopulta mikään ei pysäyttänyt kylmyyttä. Päiväntasaajan lämpötila laski jopa yhtä alhaiseksi kuin nykyään Etelämantereen keskiosissa ja Maapallo peittyi miljooniksi vuosiksi jäiseen vaippaan, kilometrien paksuiseen jääkuoreen.

Tämän lumipallomaa -vaiheen vaikutukset elämään olivat tietenkin valtaisat, koska paksu jääkuori esti tehokkaasti sinibakteerien yhteyttämisen ja energiantuotannon planeettamme pintavesissä. Vaikka jääkuoren paksuudessa ja kattavuudessa oli varmasti runsaasti vaihteluita, ja päiväntasaajalla oli ajoittain avovettä, sen vaikutukset olivat valtaisat, koska ne tyrehdyttivät merkittävimmän biologisen perustuotannon planeetallamme. Monisoluisia organismeja oli jo olemassa mutta niiden monimuotoistuminen ja lukumäärän räjähdysmäinen kasvu odotti vielä yli sadan miljoonan vuoden päässä siintävää kambrikautta ja sen otollisempia olosuhteita.

Lumipallomaa -vaihe loppui vasta, kun mannerliikunnat saivat aikaiseksi voimakkaampaa tulivuoritoimintaa, ja ilmakehään vapautunu hiilidioksidi sulki planeettamme lämmittävään syliinsä. Paksu jääkuori aiheutti luultavasti itse oman tuhonsa, koska se esti tehokkaasti ilmakehän hiilidioksidin normaalin kierron ja poistumisen ilmakehästä sedimentoitumalla kuolleen biomassan mukana merten pohjiin. Ilmasto muuttui jälleen — tällä kertaa kuumaksi ja kosteaksi, kun kasvihuoneilmiö voimistui ja jäätiköt pakenivat napa-alueille ja korkeimpien vuoristoalueiden ylängöille.

Kuitenkin, jopa lumi- ja jäävaipan peittämänä valkeana pallona Maa oli elävä planeetta, jolla oli verrattaen monipuolinen biosfääri. Monenlaiset mikrobit olivat vallanneet niin meret kuin kallioperänkin, ja kukoistivat jopa jään päällä ja ajoittaisissa sulan veden alueissa. Kun planeetta saa elämästä infektion, sitä ei voi steriloida enää juuri mikään geologinen voima. Vain jättiläismäisen asteroidin törmäyksen aiheuttama tuho ja auringon saapuminen vakaan keski-ikänsä päähän voivat hävittää biosfäärin kauttaaltaan.

---

Lumipallovaiheen aikana planeettamme elämä koki kovia mutta selviytyi sopivissa, joskin rajatuissa ekologisissa lokeroissa. Merenpohjan geologinen aktiivisuus tuotti mustiksi savuttajiksi kutsuttuja purkauskohtia, joissa maankuoren sisällä lämmennyt vesi vapautuu kohtaamaan kylmän merenpohjan luoden valtavan lämpötilagradientin ja sen myötä anaerobisille mikrobeille mahdollisuuden käyttää maankuoren mineraaleja energiantuotantoonsa. Niiden elinympäristössä merenalainen elämä ei juuri piitannut pinnan talvisista olosuhteista. Mikrobit selviytyivät myös jään sisälle jääneissä suolaisen veden taskuissa, tulivuorten lämmittävissä olosuhteissa, ja jopa jään pinnan tuntumassa, sekä jäljelle jääneissä vaihtelevissa avoimen veden alueissa, joita tutkimusten mukaan oli jäänyt erityisesti päiväntasaajan alueelle muun planeetan oltua umpijäässä. Kallioperän valtava mikrobisto ei sekään piitannut pintaolosuhteiden muutoksista, vaan jatkoi toimintaansa ja kasvuaan aivan kuten ennenkin, mineraaleja ja radioaktiivisen hajoamisen satunnaisia vapaita radikaaleja ravintonaan käyttäen.

On mahdollista, että Maan elämä jopa aiheutti globaalin lumipallovaiheen. Satojen miljoonien vuosien ajan, sinilevät olivat pumpanneet happea Maan ilmakehään tasaisena virtana mutta se oli radikaalina molekyylinä reagoinut välittömästi esimerkiksi raudan kanssa muodostaen meriveteen ruosteeksikin kutsuttua rautaoksidia, joka sitten kerrostui sedimenttien mukana merenpohjaan. Nykyiset rautaesiintymämme ovat siten muinaisten yhteyttäjien toiminnan tulosta. Lopulta vapaa rauta ja muut mineraalit olivat hapettuneet, jolloin happi jäi vapaaksi molekyyliksi ilmakehään ja sen määrä kasvoi nopeasti. Happi on kuitenkin voimakas myrkky anaerobiseen soluhengitykseen tottuneille organismeille, joten sen määrällä oli valtavat seuraukset biosfäärille. Lopulta aitotumalliset organismit, joihin me ihmisetkin kuulumme, oppivat käyttämään reaktiivista happea tehokkaasti osana soluhengityskoneistoaan, mikä osaltaan mahdollisti monisoluisen elämän nousun kambrikaudella. Kaikki liittyy kaikkeen, ja Maan elämä muokkasi jo varhaisista ajoista lähtien planeettamme ilmastoa ja kemiaa aivan kuten geokemialliset ja ilmastolliset reunaehdot vaikuttivat evoluutioon. Vastaavanlaiset vuorovaikutukset ovat takuuvarmoja myös eksoplaneetoilla, joilla elämä vain on saanut alkunsa.

Maan monipuolisella ja vaiherikkaalla geologisella, geokemiallisella ja ilmastollisella historialla on ilmiselviä seurauksia siihen, miten tulkitsemme tulevaisuuden havaintoja eksoplaneetoista, jotka ovat kandidaatteja eläviksi planeetoiksi. Happipitoinen kaasukehä on ehkä yksi selvimmistä kuviteltavissa olevista merkeistä siitä, että kaasukehä on kemiallisessa epätasapainossa, jonka voi saada aikaiseksi vain yhteyttävän elämän toiminta. Hapen puute tai sen vähäinen osuus taas voi tarkoittaa sitä, että yhteyttäviä organismeja ei ole kehittynyt tai että niiden toiminta on jostakin syystä heikkoa tai heikentynyttä — sitä ei voida tulkita minkäänlaiseksi merkiksi planeetan elottomuudesta. Sama pätee muihinkin biomarkkereiksi luokiteltuihin molekyyyleihin, joita saatetaan tulevaisuudessa havaita planeettojen kaasukehissä, jos vain lähitähtien kiviplaneetat ovat kaasukehien peittämiä.

Suorat havainnot puolestaan saattavat paljastaa eksoplaneetan heijastavan likimain kaiken siihen osuvasta tähden valosta, mikä kertoo planeetan pinnan levan kauttaaltaan jonkin heijastavan aineen peitossa. Vesijää on ilmiselvä ja erittäin todennäköinen mahdollisuus, mikä puolestaan saattaa kertoa planeetan olevan jäätynyt valtameriplaneetta tai vain hetkellistä jäätiköitymisvaihetta läpikäyvä maankaltainen, elollinen maailma. Tiedämme jääplaneettojen olevan mahdollisia ja luultavasti yleisiä, koska monet ulkoplaneettakuntamme kuut, kuten vaikkapa Enceladus, ovat jääkuorella varustetun valtameren peittämiä (Kuva 1.). Vesi puolestaan on ulkoplaneettakunnan yleisimpiä planeettojen rakennusmateriaaleja, joten vastaavia maailmoja on suurella varmuudella ainakin miljardeja jo omassa galaksissamme.

Koostumus sekä geokemiallisen ja ilmastollisen kehityksen yksityiskohdat ovat kuitenkin niitä ensiarvoisen oleellisia tekijöitä, jotka määrittävät pienten kivisten eksoplaneettojen elinkelpoisuutta. Toistaiseksi ne ovat juuri ja juuri havainnointikapasiteettimme ulottumattomissa, mutta se tilanne on muuttumassa. Eksoplaneettatutkimus on murroksessa James Webb -avaruusteleskoopin ja muiden lähitulevaisuuden uusien instrumenttien myötä. Ja ensimmäiset suoraan kuvaamalla havaittavat kiviset eksoplaneetat, sellaiset, jotka ovat kandidaatteja eläviksi planeetoiksi, ovat todennäköisesti jään peittämiä. Sellaiset kappaleet kun heijastavat parhaiten tähtensä valoa teleskooppiemme havaittaviksi.

---

Elämä terminaattorivyöhykkeellä

4.4.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Valo horisontissa pysyy aina vain vakaana. Se luo aavemaisen tunnelman, joka kuvastaa kauhua, kuolemaa ja hävitystä. Mutta kivikkoisessa maisemassa ei ole ainuttakaan pelokasta olentoa. Ei mitään, mikä juoksisi kauhuissaan karkuun, ryömisi kiven alle turvaan tai lentäisi pakoon kohti mustaa taivasta. Kelmeän auringon alla ei myöskään kasva mikään. Ei ole puita tai pensaita, eikä edes tuulessa heiluvia ruohonkorsia. On vain punaisena hohtava suuri valo, kuin kaiken näkevä silmä, joka on ikuisesti läsnä horisontissa, kallioisen maiseman tuolla puolen.

Maailma ei kuitenkaan ole eloton. Kivien ja kallioiden erilaisia mineraaleja hyödyntää kokonainen joukko kemiallista energiaa käyttäviä mikrobeja, jotka saavat tarvitsemansa hiilen ohuen kaasukehän hiilidioksidista. Kemosynteesi ylläpitää elämää punaisen auringon kelmeässä loisteessa mutta prosessin vaatimaton teho ei riitä ylläpitämään monimutkaisia ravintoverkkoja tai monisoluista elämää. Elämän vyöhyke ei tarkoita sitä, että syntyisi korkeaksi kasvavia kasveja ja monenlaisia niitä ravintonaan käyttäviä monisoluisia organismeja. On mahdollista, että elävä planeetta näyttäytyisi karuna ja kuolleena yhteyttävään kasvillisuuteen ja muuhun monisoluiseen elämään tottuneesta näkökulmastamme.

---

Yksi kiinnostavimmista eksoplaneettojen joukosta on punaisten kääpiötähtien pienet kiviplaneettat, jotka ovat pakkautuneena tiiviiksi järjestelmiksi aivan tähtensä lähelle, missä himmeän tähden säteily on sopivaa nestemäisen veden esiintymiseen planeettojen pinnoilla. Moni muu asia ei sitten luultavasti olekaan niin kovin sopivaa elämän esiintymiselle mutta ongelmana on, että yksityiskohtaista tietoa on niin kovin vaikeaa saada planeetoista, joita emme tunne omasta järjestelmästämme, ja joita emme voi havaita suoraan. Niiden monimuotoisuutta ja mahdollisia koostumuksia pääsemme puolestaan arvioimaan vain perustuen tietokonesimulaatioihin ja yksittäisiin perussuureisiin, kuten planeettojen halkaisija ja massa.

Tuore tutkimus käsittelee planeettojen terminaattorivyöhykkeen mahdollisuuksia tarjota edellytykset elämän esiintymiselle. Kyse ei siis ole tuhoajarobottien valloittamasta alueesta vieraalla planeetalla, vaan vuorovesilukkiutuneiden planeettojen pimeän ja valoisan puoliskon rajapinnasta. Punaisten kääpiötähtien elinkelpoiset vyöhykkeet ovat niin lähellä tähteä, että niiden sisälle mahtuvilla kiertoradoilla planeettojen pyörähtäminen lukkiutuu niiden kiertoaikaan tähden ympäri. Syynä tähän lukkiutumiseen ovat tähden voimakkaat, planeetan kuortakin muovaavat vuorovesivoimat. Lopputuloksena planeetat näyttävät tähdelle aina vain toisen puoliskonsa, joka kylpee ikuisessa valossa ja lämmössä, kun taas pimeäksi jäävä puolisko kokee ikuisen kylmyyden ja sitä valaisevat vain muut, kaukaisemmat pistemäisinä mustaa taivasta täplittävät tähdet. Planeetan toisen puoliskon ollessa kuuma ja toisen kylmä, on silti mahdollista, että elinkelpoisia olosuhteita esiintyy niiden välissä, terminaattorivyöhykkeen ikuisen aamuhämärän alueella. Edellytyksenä on kaasukehän olemassaolo, jotta olisi edes jokin mekanismi, jolla planeetan puoliskojen rajut lämpötilaerot pääsisivät tasautumaan, mutta asiaan liittyy useita tekijöitä, jotka asettavat elinkelpoisuudelle merkittäviä reunaehtoja.

Tähden tappava säteily

Siinä, että planeetat ovat lähellä tähteään, syvällä sen gravitaatiokaivon tiukassa huomassa, on omat puolensa. Tiiviisti pakatut planeettakunnat ovat kyllä hyvässä turvassa ulomman planeettakunnan kappaleiden aiheuttamilta häiriöiltä niiden ratoihin. Ne voivat selviytyä mainiosti tähtiensä kiertolaisina miljardeja ja jopa satoja miljardeja vuosia ja todennäköisyyden lait pitävät ne turvassa jopa vääjäämättömiltä toisten tähtien lähiohituksilta, koska pieneen tilaan pakattu planeettakunta on kovin pieni maali myös kaikenlaisille häiriötekijöille. Samalla planeetat ovat kuitenkin alttiita oman tähtensä säteilylle, hiukkastuulelle ja purkauksille.

Tähdet ovat rauhallisessa keski-iässäänkin arvaamattomia plasmapalloja, jotka saattavat purkautua milloin vain ja lähettää kohtalokkaan suurienergisen hiukkasryöpyn kohti niitä kiertäviä maailmoja. Punaisten kääpiötähtien tapauksessa huomionarvoista on kuitenkin niiden ikä. Suhteutettaessa tähtien elinikään, kaikki punaiset kääpiötähdet ovat nuoria, koska koko maailmankaikkeus ei ole vielä ehtinyt olla olemassa riittävän pitkään, jotta ne olisivat voineet saavuttaa keski-iän. Suhteellisen nuoruutensa seurauksena punaiset kääpiötähdet ovatkin usein samanikäisiä auringonkaltaisia tähtiä aktiivisempia. Ne purkautuvat usein ja vapauttavat purkautuessaan intensiivistä suurienergistä säteilyä gamma- ja röntgensäteilyn aallonpituuksilla, sekä voimakkaita hiukkasryöppyjä, joiden arvellaan voivan viedä vaikka kokonaisen kiviplanetan kaasukehän mennessään. Tyypillisesti punaiset kääpiöt onkin luokiteltu flare-tähdiksi niiden tavallisimpien purkausten perusteella. Esimerkiksi Aurinkoa lähinnä sijaitseva tähti, nimellä Proxima Centauri tunnettu punainen kääpiötähti luokitellaan purkautuvaksi, kirkkaudeltaan muuttuvaksi tähdeksi, koska sen aktiivisuus tuottaa jatkuvasti näkyvälläkin valolla havaittavissa olevia kirkastumisia flare-purkausten merkiksi.

Arvelin aiemmassa tekstissäni, että Proxima b saattaa kyetä säilyttämään elinkelpoisuutensa terminaattorivyöhykkeensä puitteissa. Vaihtoehtoisesti, planeetan kaasukehä on haihtunut avaruuteen aktiivisen tähden säteilyn, hiukkastuulen ja purkausten ansiosta, ja se muistuttaa lähinnä massiivisempaa versiota Merkuriuksesta vailla kaasukehää ja elämän edellytyksiä. On kuin kohtalon ivaa, että James Webb -avaruusteleskooppi paljasti planeetan TRAPPIST-1 b olevan juuri sellainen kuoliaaksi korventunut kivi saatuaan suoria havaintoja planeetan pintalämpötilasta, joiden avulla selvisi, että siltä puuttuu kaasukehä. Kyseessä on toki Proxima b:tä kuumempi planeetta mutta kohtalokas kaasukehän menetys saattaa olla kuoliniskuna monelle vastaavalle punaisten kääpiötähtien kiertolaisille ja erityisesti niiden elinkelpoisuudelle. Joidenkin tutkijoiden parissa on kuitenkin heränny jo huolta siitä, havaitaanko muiltakaan TRAPPIST-1 järjestelmän kiviplanetalta kaasukehiä, kun JWST:n havaintojen monitahoinen käsittely valmistuu ja on aika vetää johtopäätöksiä

Kuin kirsikkana kakun päällä, tutkijat ovat saaneet selville, että vaikka maanpäällinen elämä voisi aivan mainiosti yhteyttää hiilidioksidia ja vettä valon avulla sokereiksi myös punaisten kääpiötähtien olosuhteissa, ei sopivien säteilyolosuhteiden kirjo kuitenkaan osu kovinkaan hyvin yksiin niiden fysikaalisten olosuhteiden kanssa, jotka mahdollistavat nestemäisen veden esiintymisen. Tuoreiden tulosten mukaan punaisten kääpiötähtien planeetoilla ei ole juuri edellytyksiä paikallisten sinibakteerien ja muiden yhteyttävien organismien esiintymiselle, joten vaikka niiden pinnoilla elämää olisikin, se tuskin muistuttaa sellaista elämää, johon olemme metsäisellä, vihertävällä planeetallamme tottuneet.

Terminaattorivyöhykkeellä virtaava vesi

Yksi tuore tutkimustulos (1) joka tapauksessa tukee ajatusta siitä, että elinkelpoisen vyöhykkeen vuorovesilukkiutuneilla planeetoilla voisi olla nestemäistä vettä terminaattorillaan, ja siitä uutisoi äskettäin myös Tähdet ja avaruus. Maan ilmakehän mallintamiseen ja ennustamiseen rakentamamme ilmastomallit sisältävät vain perusfysiikkaa ja -kemiaa, joten niitä voidaan soveltaa mainiosti eksoplaneettojen olosuhteiden tutkimukseen tietyin oletuksin. Voimme mallintaa planeettaa, joka kylpee punaisen tähden säteilyssä siten, että säteilyä osuu kaikkina aikoina vain planeetan toiselle puoliskolle. Silloin pimeän ja valoisan puolen välissä, terminaattorin molemmin puolin, voisi olla elämälle suotuisat olosuhteet. Tällaiset pinnaltaan osittaisen elinkelpoisuuden maailmat saattavatkin muodostaa jopa valtaosan kaikista universumimme elinkelpoisista planeetoista, jos ne vain ylipäätään kykenevät ylläpitämään elämää.

Tärkein elämän edellytyksiä määrittävä tekijä on jälleen kerran nestemäinen vesi, jonka olemassaolo on ehdoton vaatimus kaikelle elämälle omalla planetallamme. Terminaattorin elinkelpoisuuteen kuitenkin vaaditaan, että vettä ei ole liikaa — jos planeettaa peittää syvä valtameri, tähden säteily saa vettä haihtumaan valoisalla puolella niin paljon, että planeettaa peittää pian paksu vesihöyryvaippa, jonka voimakas kasvihuoneilmiö tuhoaa koko planeetan elinkelpoisuuden. Kuivemmilla planeetoilla niin ei käy, vaan terminaattorin alueella voi olla nestemäistä vettä planeetan pinnalla, vaikka lähes koko valoisa puoli muuttuisikin elottomaksi autiomaaksi kaiken veden haihtuessa ja kulkeutuessa ilmavirtojen mukana pois. Suuri osa sellaisen planeetan vedestä lukkiutuisi planeetan pimeälle puolelle ikijääksi mutta terminaattorin alueella voisi silti olla elämälle suotuisat olosuhteet. Ikijää saattaisikin pelastaa monen lukkiutuneen planeetan terminaattorialueen elinkelpoisuuden. Kun valtaosa planeetan vedestä kulkeutuu pimeän puolen ikijääksi, jopa vetisemmistä lähtökohdista ponnistava planeetta saattaa päätyä elinkelpoiseksi kuivuttuaan valoisalta puoleltaan ja kasvihuoneilmiön heikennyttyä riittävästi.

Lukkiutuneiden planeettojen tutkiminen voisi silti osoittautua hankalaksi jopa tarkimilla avaruusteleskoopeilla, kuten JWST. Havainto planeetan lämpösäteilystä saattaisi olla mahdollinen myös hiukan viileämmälle planeetalle, jonka terminaattori on elinkelpoinen. Silloinkin liian ohut kaasukehä saattaisi kuitenkin jäädä havaitsematta, ja havaintojen tulkinta voisi olla samankaltainen kuin TRAPPIST-1 b:n tapauksessa. Kun voimme havaita lämpösäteilyä vain kuumemmalta valoisalta puoliskolta, ja jos merkkejä kaasukehästä ei näy, saattaa olla houkuttelevaa tehdä virheellinen johtopäätös planeetan elottomuudesta. Esimerkiksi Maan ilmakehää ohuempi kaasukehä on kuitenkin toistaiseksi havaintojen tavoittamattomissa, vaikka sellainen saattaisi hyvinkin riittää paineeseen, jossa nestemäisen veden esiintyminen onnistuu erilaisissa ilmasto-olosuhteissa.

Toivon mukaan ainakin yhdeltä TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoista voidaan havaita merkkejä kaasukehästä, jotta voimme varmistua, että kaasukehän menettäminen ei ole kaikkien punaisia kääpiötähtiä kiertävien vuorovesilukkiutuneiden planeettojen kohtalona ja elinkelpoisuuden esteenä. Kuten tieteessä aina, mikään ei ole varmaa ja toistaiseksi voimme vain toivoa kunnes saamme uusia havaintoja tarkasteltavaksemme.

---

Pieni alaston eksoplaneetta

27.3.2023 klo 23.29, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen , Koostumus

Katson ulos ikkunasta, jossa lumihiutaleet viilettävät vinhaa vauhtia viistosti kohti maata. Niitä on kertynyt valkoiseksi peitteeksi jo yli kolmenkymmenen sentin paksuudelta, enkä voi välttyä siltä ajatukselta, että pian on lähdettävä lapioimaan niitä pois ovien edestä ja kulkuväyliltä. En kuitenkaan malta ihan vielä, koska ajatukseni ovat kirjaimellisesti muissa maailmoissa lukiessani uusimpia tutkimustuloksia lähitähtien eksoplaneetoista. En myöskään malta olla ajattelematta mitä ikkunasta tekemäni havainto kertoo planeetasta nimeltään Maa. Ainakin sen lämpötila ja kaasukehän paine mahdollistavat vesihöyryn kertymisen kaasukehään sekä sen tiivistymisen alas sataviksi jääkiteiksi, joita kutsumme lumihiutaleiksi. Selvästi planeetan pintalämpötila on ainakin paikallisesti niin alhainen, että vesi jäätyy. Kaasukehä on myös liikkeessä, mikä näkyy hiutaleiden sivuttaisena liikkeenä. Ilmeisesti planeetalla on lämpötilaeroja, jotka pyrkivät tasautumaan ja tuntuvat tuulena. Niitä voi aiheuttaa vaikkapa yön ja päivän vaihtelu planeetan pyörähtäessä oman akselinsa ympäri.

Eksoplaneetoista on ollut toistaiseksi mahdotonta saada näin yksityiskohtaista tietoa, koska emme pääse paikan päälle tekemään tarkkoja havaintoja. James Webb -avaruusteleskoopin myötä tilanne on kuitenkin muuttumassa nopeasti.

---

Tuorein JWST:n havainto koskee pientä planeettaa TRAPPIST-1 b, joka on noin 10% Maata suurempi ja 40% massiivisempi kiviplaneetta kiertämässä punaista kääpiötähteä vain noin 40 valovuoden päässä Aurinkokunnasta. Se on yksi seitsemästä tunnetusta kappaleesta järjestelmässään, ja niistä sisin, jonka kiertoaika tähtensä ympäri on vain puolitoista Maan vuorokautta. Planeetan on arvioitu olevan liian kuuma elinkelpoiseksi planeetaksi, mutta sen pintalämpötilaa on voitu arvioida vain tekemällä oletuksia sen kaasukehästä. Vuorovesilukkiutunut kiviplaneetta olisi viileämpi valoisalta puoliskoltaan ja lämpimämpi pimeältä puoleltaa, jos sillä olisi kaasukehä tasaamassa yön ja päivän puoliskojen lämpötilaeroa. Vaihtoehtoisesti planeetalla saattaisi olla paksu hiilidioksidipitoinen kaasukehä kuten Venuksella, ja sen voimakas kasvihuoneilmiö voisi tehdä kappaleesta kauttaaltaan helvetilisen pätsin, jonka kuumuudessa lyijykin sulaisi. Mutta miten JWST voisi saada tietoa kaukaista tähteä kiertävän pienen planeetan kaasukehästä?

Yksi mahdollisuus on transmissiospektroskopia, eli tähden valon tarkkailu eri aallonpituuksilla, kun se suodattuu planeetan kaasukehän läpi ylikulun aikana. Menetelmällä on tehty tarkkoja havaintoja useiden jättiläisplaneettojen kaasukehien koostumuksista. Havaintoa koetettiin aikaisemmin mutta merkkejä kaasukehän läpi suodattuneesta säteilystä ei saatu. Tutkijat onnistuivat sulkemaan pois sen mahdollisuuden, että planeetalla TRAPPIST-1 b olisi paksu vetypitoinen kaasukehä mutta muitakaan merkkejä kaasukehästä ei raportoitu ja asiasta ei vuoden 2022 joulukuussa julkaistu tutkimusraporttia. Tutkijoilla on kuitenkin muitakin valtteja hihassaan.

Jos eksoplaneetta kulkee radallaan tähtensä editse aiheuttaen ylikulun, jolloin sen olemassaolo voidaan todeta yksinkertaisella tavalla tarkkailemalla tähden kirkkautta, on selvää, että planeetan ja tähden liike toistensa ympäri tapahtuu täsmälleen kohtisuorassa taivaankannen määrittämää tasoa vastaan. Kiertoradan geometria tarkoittaa silloin sitä, että planeetta liikkuu radallaan myös täsmälleen tähden takaa. Kulkiessaan tähden takaa planeetan meitä kohti näkyvä puolisko on tähden kirkkaasti valaisema ja kuumentama. Kuumentunut puoli taas lähettää lämpösäteilyä, eli infrapuna-alueen säteilyä, jolla JWST tekee havaintojaan. On siis mahdollista havaita tähden ja planeetan muodostaman järjestelmän näennäinen himmeneminen infrapuna-alueella planeetan kulkiessa tähden takaa. Kyse on hyvin heikosta efektistä, mutta JWST:n valtaisa herkkyys juuri infrapuna-alueella tekee havainnon mahdolliseksi (Kuva 1.).

Sekundäärisen ylikulun havainnossa on kyse suorasta planeetan säteilemän valon havainnoinnista. Jos tähden ja planeetan muodostama järjestelmä näyttää himmenevän havaittavasti planeetan kulkiessa tähden takaa, voimme määrittää tähden tarkan kirkkauden ja planeetan siihen tuottaman lisäyksen sen valaistun puoliskon näkyessä eri tavalla radan eri vaiheissa. Planeetta tietenkin säteilee tähdestään saamaansa energiaa, mutta säteilystä voidaan määrittää sen pintalämpötila. Pintalämpötilaa taas voidaan verrata laskennalliseen lämpötilaan tehden erilaisia oletuksia kaasukehän koostumuksesta ja paksuudesta — tai olettaen koko kaasukehän puuttumisen. On siten mahdollista selvittää minkälainen kaasukehä planeetalla on perustuen pelkkään hiuksenhienoon himmenemiseen havaitussa infrapuna-alueen mittaussarjassa.

TRAPPIST-1 b:n tapauksessa havaittu lämpötila selittyy mainiosti sillä, että planeetan kaasukehä on vain hyvin harva tai puuttuu kokonaan kuten Merkuriuksella, jolloin lämmönsiirtoa planeetan valoisan ja pimeän puoliskon välillä ei tapahdu lainkaan. Siten TRAPPIST-1 b on kuin jättiläismäinen versio Merkuriuksesta — kuuma ja karu kiviplaneetta, jonka mahdollisuuksien ylläpitää elämää voidaan katsoa nyt menneen. Sen valoisan puolen pintalämpötila on noin 230 celsiusastetta, mikä tekee pinnasta Merkuriusta kuumemman ja kaasukehän puute takaa sen, että planeetalla ei voi virrata elämän olemassaolon mahdollistavaa nestemäistä vettä.

JWST on vihdoinkin mahdollistanut TRAPPIST-1 tähden planeettojen ominaisuuksien tarkastelun. Vaikka on tavallaan hienoinen pettymys, että ensimmäiset havainnot paljastavat järjestelmän sisimmän planeetan olevan kuuma ja karu, kaasukehätön kappale, se on kuitenkin ensimmäisiä konkreettisia havaintoja planeettakunnan jäsenten todellisista ominaisuuksista. Toistaiseksi olemme onnistuneet määrittämään vain planeettojen koot ja massat, mikä antaa ainoastaan epäsuoraa tietoa niiden koostumuksesta keskitiheyden avulla. Mahdollisuus havaita yhdenkin planeetan pintalämpötila suoraan on aiempaan verrattuna valtava harppaus eteenpäin.

Uudet havainnot ovat kiinnostavia myös siksi, että kiertäessään tähtiään hyvin lähellä, pienten punaisten kääpiötähtien kiviset planeetat ovat alttiina tähtiensä voimakkaalle hiukkastuulelle ja purkauksille. Planeetan TRAPPIST-1 tapauksessa purkaukset ja suurienerginen säteily ovat saattaneet hävittää planeetan kaasukehän vuosimiljardien saatossa, mikä ei lupaa hyvää myöskään muiden järjestelmän planeettojen elinkelpoisuudelle. Ne ovat kuitenkin nyt JWST:n tarkan silmän alla, ja saamme mitä todennäköisimmin tietoa myös niiden kaasukehistä vielä kuluvan vuoden aikana. Järjestelmän kiviplaneettojen tutkimus auttaa joka tapauksessa arvioimaan minkälaisia mahdollisuuksia elämällä on syntyä ja kehittyä pienten punaisten tähtien järjestelmissä, joissa valtaosa universumimme planeetoista sijaitsee. Maapallolta tuttujen yhteyttämään kykenevien elämänmuotojen mahdollisuus esiintyä niiden pinnoilla näyttää joka tapauksessa kapealta.

---

Eksoplaneettojen yhteyttävän elämän vyöhyke

13.3.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Punaiset kääpiötähdet ovat lukumäärältään galaksimme ja koko maailmankaikkeuden yleisimpiä tähtiä. Lähes kolme neljästä tähdestä on punaisia kääpiötähtiä jo Auringon lähinaapurustossa, joten myös meitä lähinnä sijaitsevat eksoplaneettakunnat ovat tyypillisesti punaisten kääpiötähtien järjestelmissä. Kyseessä on kuitenkin himmeiden, likimain täysin punertavaa valoa säteilevien tähtien joukko, jonka ominaisuuksien tutkiminen on muita tähtityyppejä vaikeampaa siitä yksinkertaisesta syystä, että himmeys vaikeuttaa havaitsemista. Punaiset kääpiöt eivät loista taivaalla kirkkaina, paljain silmin havaittavina kohteina, vaan niiden tarkkailuun vaaditaan aina teleskooppeja. Kolme Aurinkoa lähinnä sijaitsevaa punaista kääpiötä — Proxima Centauri, Barnardin tähti ja Wolf 359 löydettiinkin vasta 1900-luvun alkupuolella, kun havaittiin niiden ominaisliikkeen taivaalla olevan niin suurta, että tähtien täytyi olla hyvin lähellä.

Viimeisen vuosikymmenen aikana, tehokkaiden eksoplaneettojen etsintään erikoistuneiden avaruusteleskooppien myötä, on tullut selväksi, että punaisia kääpiöitä kiertää myös hyvin usein joukko monella tapaa maankaltaisia kiviplaneettoja. Ne esiintyvät tyypillisesti tiukkaan pakatuissa järjestelmissä, joissa planeetat kiertävät tähtiään hierarkisilla radoilla hyvin lähellä toisiaan ja tähteään. Punaisten kääpiöiden heikko, punaisille aallonpituuksille keskittynyt säteily ei kuitenkaan kuumenna sellaisia planeettoja elinkelvottomiksi, vaan niistä moni — keskimäärin jopa yksi planeetta kahta tähteä kohti — on sopivassa lämpötilassa, jotta vesi voi pysyä niiden pinnoilla nestemäisessä olomuodossaan. On mahdollista, että jopa valtaosa maailmankaikkeuden elämästä esiintyy punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla ja oma kuumemman, keltaisen tähden järjestelmämme on poikkeus. Ne ovat joka tapauksessa mielenkiintoisia kandidaatteja elinkelpoisiksi planeetoiksi mutta vaikka voimme spekuloida miltä niiden pinnoilla näyttää, emme oikeastaan tiedä paljoakaan voisiko esimeriksi maankaltainen yhteyttämiseen perustuva elämä edes kukoistaa niin kovin erilaisissa valaistusolosuhteissa. Jo elämän esiintyminen on epävarmaa, koska lähellä tähteään, punaisten kääpiöiden planeetat saattavat kärsiä tähden voimakkaista purkauksista ja hiukkastuulesta.

---

Elämän mahdollisuuksia selviytyä ja kukoistaa punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla ei tietenkään voida tutkia paikan päällä, vaan on tyydyttävä laboratoriossa tapahtuvaan tutkimukseen. Voimme testata vaikkapa minkälaisia säteilyolosuhteita oman planeettamme mikrobit pystyvät sietämään niiden elintoimintojen vaarantumatta. Tiedämme esimerkiksi sen, että monet mikrobit voivat sietää säteilyolosuhteita, jotka olisivat ihmiselle tappavia — mikrobit selviävät avaruuden olosuhteissa alttiina tyhjiölle ja kosmiselle säteilylle ja kukoistavat jopa maanpäällisissä ydinreaktoreissamme, joissa säteilyannos ylittää kaikki turvallisuusstandardit sekunneissa. Näistä ekstremofiileistä Deinococcus radiodurans on niin kestävä, että se löytyikin sattumalta, kun säilykeruokaa koetettiin steriloida gammasäteilyllä ja havaittiin ruoan kaikista yrityksistä huolimatta pilaantuvan mikrobitoiminnan ansiosta. Bakteerit siis kykenevät selviämään haastavissa olosuhteissa mutta kykenevätkö ne myös yhteyttämään eksoplaneettojen eksoottisissa säteilyolosuhteissa ja muodostamaan siten perustan punaisten kääpiötähtien biosfääreille?

Omalla planeetallamme sinilevät eli syanobakteerit ovat yhteyttämisen pioneereja. Ne keksivät kauan sitten evoluutionsa saatossa tavan sitoa Auringon säteilyenergiaa kemialliseksi sidosenergiaksi, ja oppivat siten tuottamaan niin energiaa kuin kasvun ylläpitämiseen vaadittavia monimutkaisia orgaanisia molekyylejä. Kun bakteerien symbioosi suurempien solujen kanssa sai sitten alkunsa ja syntyi monisoluisia organismeja, jotka käyttivät soluihinsa vangittuja sinileviä yhteyttämiseen, luotiin edellytykset koko planeettamme pinnan vihertymiselle yhteyttämiseen kykenevien organismien vallatessa merten lisäksi kuivan maan. Kasvienkin yhteyttäminen perustuu kuitenkin sinileviin, joiden kasvisolujen sisällä kasvavia jälkeläisiä kutsutaan viherhiukkasiksi. Siksi juuri sinilevien ominaisuuksien tutkiminen on oleellisessa roolissa yhteyttämisen mahdollisuuksien astrobiologisessa tutkimuksessa.

Samanlaiset olosuhteet tuottavat konvergentin evoluution myötä samankaltaisia ratkaisuja, ja siksi voidaan mainiosti olettaa elävien organismien keksivän evoluution saatossa tehokkaita mekanismeja muuttaa säteilyenergiaa käyttökelpoisempaan muotoon. Silloin voisi muodostua kasvillisuutta, ja biosfäärejä, jotka muistuttaisivat oman planeettamme vihreitä metsiä ja meriä, joissa yhteyttävä elämä luon pohjan pitkille, monisäikeisille ravintoketjuille ja -verkostoille. Ei kuitenkaan ole selvää, että yhteyttävä elämä voisi kukoistaa kaikkien tähtien planeettakunnissa. Juuri punaisten kääpiötähtien planeetat voivat kärsiä siitä, että niiden pinnoilla ei ole riittävästi sopivan energeettistä säteilyä yhteyttämiseen.

---

Kirkaskin valo voi näyttää himmeältä vain, koska havaitsijan silmät eivät ole erikoistuneet sen sisältämien aallonpituuksien havaitsemiseen. Kyse on molekyylitason mekanismista, jossa kompleksiset orgaaniset molekyylit virittyvät kemiallisesti, kun niihin osuu sopivan energian, eli aallonpituuden, omaava fotoni. Sinilevien klorofyllimolekyylit toimivat samaan tapaan kasvimaailman tuotantoyksikköinä varastoiden valosta saamansa energian orgaanisten molekyylien rakenne-energiaksi. Yhteyttämiseksi kutsuttua reaktiota kykenevät kuitenkin ylläpitämään monet erilaiset klorofyllimolekyylien versiot, ja niiden pienet erot herkkyydessä säteilyn energialle on valjastettu käyttöön erilaisissa planeettamme säteilyolosuhteissa. Jo molekyylien moninaisuus kertoo, että yhteyttävä elämä tulee varsin hyvin toimeen monenlaisessa valossa. Tutkijat päättivät silti varmistaa asian laboratoriossa.

Koska tiedämme minkälaista valoa punaiset kääpiötähdet loistavat, voimme luoda laboratorio-olosuhteisiin samanlaisen valomaailman ja kokeilla miten maanpäälliset sinilevät sopeutuvat olosuhteisiin. Tehtyään kokeen tutkijat saivat tuloksen, joka ei yllättänyt ketään: sinilevät voivat mainiosti punaisen valon laboratorio-olosuhteissa, ja käyttivät hyväkseen klorofyllimolekyyliensä herkkyyttä punaisen valon aallonputuuksilla ja -energioilla. Ne kukoistivat mainiosti aivan kuin olisivat kotonaan punaisen tähden tuottamassa valossa. Tulos ei ole yllättävä, koska tiedämme sinilevien elävän merenpinnan alapuolella, niin syvällä, että vain punaista valoa on enää jäljellä sinisten aallonpituuksien sirottua pois. Tulos siis kertoo vain oman planeettamme elävien organismien sopeutumiskyvystä, mutta evoluution lahjomattomat lainalaisuudet takaavat sen, että jos kyky yhteyttää syntyy jollakin punaisen kääpiötähden planeetalla, on sillä täydet mahdollisuudet kukoistaa aivan kuten Maassakin.

Pelkkä yhteyttämiseen soveltuva tähden säteily ei kuitenkaan riitä varmistamaan elämän edellytyksiä, vaan on oltava myös nestemäistä vettä. Kaiken tietämämme mukaan, vesi on elämän edellytys, universaali liuotin, jonka märässä mediassa elämäksi kutsutut biokemialliset reaktiot voivat tapahtua. Mutta valo ei ole yhteyttämiselle otollista yhtä yhtä laajalti kuin nestemäisen veden olemassaolo on mahdollista. Lukemattomat vetiset planeetat saattavat olla paksun kaasukehän peitossa, joka estää tehokkaasti valon pääsyn planeettojen pinnoille tehden fotosynteesistä mahdotonta. Toisaalta, kaasukehän ollessa harva, valo kyllä läpäisee sen mainiosti, mutta sen paine ei välttämättä riitä pitämään vettä nesteenä ja elämän esiintymiselle ei ole edellytyksiä. Siksi on tarkoituksenmukaista tarkastella planeettojen olosuhteita molempien mittareiden suhteen. Yhteyttävän elämän vyöhyke on siihen soveltuva työkalu (Kuva 1.).

Arviot yhteyttävän elämän vyöhykkeestä ovat suorastaan musertavia punaisten kääpiötähtien elämälle. Vyöhyke on arvioiden mukaan likimain yhtä laaja kuin itse nestemäisen veden elinkelpoinen vyöhyke mutta vain, jos planeetan kaasukehä on erittäin harva ja päästää kaiken tähden valon lävitseen. Maapallonkaltaisille ilmakehän omaaville planeetoille vyöhyke on hyvin kapea, ja se häviää olemattomiin kun tähti on massaltaan alle puolet Auringon massasta. Silloin likimain jokainen punainen kääpiötähti rajautuu pois niiden tähtien joukosta, joiden planeetoilla yhteyttävää elämää voisi esiintyä. Se taas tarkoittaa, että maailmankaikkeudessa voi olla kymmeniä tai jopa satoja kertoja enemmän sellaisia planeettoja, joiden pinnalla nestemäinen vesi kyllä pääsee virtaamaan mutta joilla elämä ei voi käyttää yhteyttämistä energiantuotantoon.

Jos arviot osuvat oikeaan, on mahdollista, että kosmisessa lähinaapurustossamme on kyllä runsaasti eläviä planeettoja, joiden perustuottajat tyytyvät energeettisesti tehottomampiin mekanismeihin aineenvaihdunnassaan. Niissä ei silloin synny yhtä pitkiä ravintoketjuja, eikä ehkä edes monisoluista elämää, joka voisi lopulta kehittää teknologisia sivilisaatioita. On kuitenkin liian aikaista sanoa millään varmuudella mikä on totuus ja kuinka yleisiä yhteyttävän elämän täyttämät planeetat todellisuudessa ovat. Toistaiseksi voimme vetää johtopäätöksiä perustuen vain yhteen ainoaan tunnettuun esimerkkiin elävien orgamismien monimuotoisuudesta ja toimintakyvyistä.