Eksoplaneetta hukassa

Ratojensa hallitsijat

4.10.2022 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

James Webb -avaruusteleskoopin yksi erityisyyksiä on sen sijainti kiertämässä Lagrangen pisteeksi kutsuttua paikkaa Kuun radan tuolla puolen. Kyse on pisteestä, jossa mikä tahansa kappale voi pysyä paikallaan suhteessa Auringon ja Maan muodostamaan järjestelmään pitkiä aikoja. Vaikka kyseessä onkin pohjimmiltaan epästabiili piste, josta satelliitti lipuisi hiljalleen pois ilman jatkuvia ratakorjauksia, se voi silti säilyttää paikkansa Maan radan tuolla puolen kuluttamatta merkittäviä määriä polttoainetta. Toinen vastaava piste Maan ja Auringon muodostamassa järjestelmässä olisi Juuri Maan radan sisäpuolella, jossa kappaleiden vetovoimat ovat tasapainossa. Se on mainio paikka esimerkiksi satelliiteille, jotka tarkkailevat Aurinkoa kuten SOHO. Kolmas Lagrangen piste taas löytyy Auringon toiselta puolelta, mutta se on vieläkin epästabiilimpi, koska muiden planeettojen vetovoima pisteessä on Maata voimakkaampi.

Stabiiliutensa vuoksi kiinnostavia Lagrangen pisteitä ovat L4 ja L5, pisteistä neljäs ja viides, jotka sijaitsevat sivussa Maan ja Auringon määrittämältä suoralta. Ne ovat pisteitä Maan radan etäisyydellä Auringosta, täsmälleen 60 astetta Maan paikan edellä ja jäljessä avaruudessa, ja niiden olemassaolo johtuu pyörivän kahden kappaleen järjestelmän dynamiikan monimutkaisista piirteistä. Pieni kappale voi olla Lagrangen pisteeseen sidottuna siten, että se kiertää hiljalleen pisteen ympäri Maan kiertäessä Auringon ympäri radallaan ja pisteen samalla liikkuessa Maan mukana. Syntyy monimutkaista liikettä, joka voidaan tosin ennustaa laskennallisesti hyvinkin tarkkaan. Esimerkiksi Jupiterin ja Auringon muodostamassa kahden kappaleen järjestelmässä kyseiset L4 ja L5 pisteet ovat täynnä troijalaisiksi kutsuttuja asteroideja, jotka seilaavat hiljalleen pisteiden ympäri.

Kahden kappaleen luoman gravitaatiokentän ominaisuudet ovat olleet hyvinkin tarkkaan tiedossa jo lähes kolmen vuosisadan ajan. Mutta saman ominaisuudet löytyvät myös mistä tahansa eksoplaneettajärjestelmästä, jossa planeetan ja tähden muodostama kahden kappaleen järjestelmä dominoi pienempien kappaleiden liikettä. Se tuo mukanaan nerokaan, joskin epäsuoran tavan havaita vastasyntyneitä eksoplaneettoja nuorissa planeettakunnissa.

---

Millimetrialueen radioteleskoopeista ALMA on ollut viime vuosina yksi merkittävimmistä instrumenteista tuottamassa tietoa nuorista planeettakunnista. Planeettojen syntyessä tähtiä ympäröi pääasiassa kaasusta muodostunut kertymäkiekko, jonka seassa on myös runsaasti lämpösäteilyä vapauttavaa pölyä. Pöly muodostaa planeettojen siemenet, ja antaa alkunsa protoplaneetoille, joista jotkut kasvavat niin suuriksi, että kykenevät vetovoimansa avulla keräämään itselleen paksut kaasuvaipat. Niin syntyvät jättiläisplaneetat, jotka dominoivat valtavalla vetovoimallaan planeettakuntiaan. Kaikki tähteä kiekon tasossa kiertävä pöly ei kuitenkaan päädy osaksi planeettoja, vaan sen ollessa riittävän kaukana massiivisista planeetoista, se kiertää radallaan rauhaisaan tahtiinsa nuoren tähden ryhtyessä tähtituulensa avulla puhaltamaan kaasua tiehensä. Vaikka valtaosa pölystä lopulta katoaakin tultaessa miljardin vuoden aikaskaaloihin, sitä on runsaasti nuorten tähtien ympärillä. Ja tuottamansa millimetrialueen säteilyn avulla voimme havaita pölyn muodostelmia nuorissa tähtijärjestelmissä tehdäksemme niistä päätelmiä planeettojen olemassaolosta.

Esimerkkejä tunnetaan jo kymmeniä. Yksi parhaista on tähteä HL Tauri ympäröivä useaan renkaaseen jakautunut pölykiekkorakenne, joka kertoo planeettojen olemassaolosta tähden kiertoradoilla. Kun planeetat kiertävät keskustassa sijaitsevaa tähteä, ne siivoavat vetovoimallaan ratansa lähiympäristön valtaosasta materiaa, mikä näkyy tummina renkaina pölykiekon rakenteessa. Kuvaa katsomalla (Kuva 1.) on helppoa nähdä, että tähteä HL Tauri tosiaan ympäröi usean planeetan muodostama järjestelmä. Esimerkiksi sisintä tummaa rengasta vastaa planeetta, joka on varmasti kaasujättiläinen ja kiertää tähteä suunnilleen samanlaisella radalla kuin Saturnus kiertää Aurinkoa. Kiekon ulkoreuna on noin kolme kertaa kauempana tähdestä kuin Neptunus on Auringosta, joten kyseessä on varsin samankaltainen kiekkorakenne kuin mikä ympäröi Aurinkoa sen ollessa nuori.

Tummat renkaat laakeassa kiekossa eivät kuitenkaan kerro paljoakaan siitä planeetasta, joka ne on muodostanut. Emme voi määrittää planeetan kokoa tai paikkaa radallaan, vaikka voimme helposti määrittää planeetan ympyräradan mittasuhteet. Huomionarvoista on myös se, että aivan jokainen tumma rengas ei tarkoita, että kyseisellä radalla olisi oma planeettansa. Yksittäisen kiertolaisen vetovoima voi tuottaa kaksi tai useampia renkaita, kun aines poistuu planeetan vetovoiman vaikutuksesta niin planeetan radalta kuin sen resonanssiradoiltakin. Niillä aineksen kiertoaika planeetan ympäri suhteutuu planeetan ratajaksoon kuin kaksi pientä kokonaislukua suhteutuvat toisiinsa — tyypillisiä sellaisia resonansseja ovat 2:1, 3:2 ja 4:3 resonanssit. Mutta TL Taurin tapauksessa voidaan sanoa melkoisella varmuudella, että järjestelmässä on ainakin kolme suurta kaasuplaneettaa.

Aivan hiljattain tutkijat kuitenkin huomasivat, että havainnoissa on mahdollista mennä vieläkin pidemmälle. Heidän kohteenaan oli nuori pölykiekon ympäröimä tähti, LkCa 15, jonka kiertoradalla on vaihtelevasti joko raportoitu olevan planeettoja tai sitten niiden olemassaolo on kiistetty. Nyt tutkijat kuitenkin kiinnittivät uusilla ALMA -teleskoopin havainnoillaan huomionsa heikkoon 42 AU:n etäisyydellä tähdestä olevaan renkaaseen tähden pölykiekossa. Heikkoa rengasta ympäröi kirkkaampi toinen rengas merkkinä siitä, että materiaa on runsaasti tähden kiertoradalla, mutta kirkkaan renkaan selvä sisäreuna sai tutkijat tarkastelemaan havaintojaan syvällisemmin (Kuva 2.). Heikompi rengas nimittäin vastaa tilannetta, jossa Lagrangen pisteitä kiertävä materia on asettunut niin sanotulle hevosenkenkäradalle. Se on nimitys kahden kappaleen järjestelmässä liikkuville kiertolaisille, kuten pienille pölyhiukkasille, jotka seilaavat minne voivat liike-energiansa ja kahden massiivisemman kappaleen määrittämässä vetovoimakentässä.

Heikossa renkaassa näkyvät myös pienet pölyn kasautumat lähes täsmälleen 120 asteen kulmassa toisiinsa nähden katsottuna renkaiden keskipisteessä olevasta tähdestä. Ne ovat siten L4 ja L5 pisteitä vastaavissa paikoissa avaruudessa, jos olettaa, että pisteitä vastaavalla etäisyydellä niiden keskellä tähteä kiertää massaltaan noin Neptunusta vastaava planeetta (Kuva 2.). Itse planeettaa ei voida havaita suoraan mutta sen vetovoimavaikutukset tähteä ympäröivän pölykiekon rakenteessa selittyvät vain planeettan gravitaatiovaikutuksella. Havainnoista paljastuvat niin planeetan paikka kuin karkeasti sen massakin, ja sen kiertorata tähden ympäri — Kuvassa 2. planeetta kiertää tähteä vastapäivään L4 -pisteen pölyn kulkiessa sen edellä ja L5 -pisteen pölyn seuratessa perässä.

Teoreettiset mallit ovat ennustaneet Lagrangen pisteiden voivan toimia kertymäkiekon pölyä keräävinä alueina, mutta sellaisten alueiden näkyminen suorassa havainnossa on ensimmäinen laatuaan. Tähtitieteilijät ovat siis näyttäneet miten planeettoja voidaan havaita uudella keinolla tutkimalla kertymäkiekkojen pölyn jakautumista. Vaikka planeetan ominaisuuksien määrittäminen onkin vaikeaa, ja asiaan liittyy runsain mitoin epävarmuuksia, on kuitenkin erittäin todennäköistä, että tähden LkCa 15 pölykiekkoa paimentaa planeetta, jota emme näe mutta jonka vetovoimavaikutuksen voimme silti nähdä. Sellaisenaan havainto ei siis ole sen kummallisempi kuin moni muilla tekniikoilla tehty planeettahavainto — näemme epäsuorasti jonkin massallisen kappaleen vaikuttavan vetovoimallaan, vaikka emme näekään siitä meitä kohti saapuvaa valoa. Vastaavat epäsuorat, fysikaalisten lainalaisuuksien moninaisiin vaikutuksiin perustuvat mielenkiintoiset havainnot voivat olla tekijöilleen arkista tutkimusta mutta ne jaksavat edelleen yllättää jopa kokeneen tutkijan. Minulle tässä kuvaamani menetelmä eksoplaneettojen havaitsemiseksi ainakin tuli pienenä yllätyksenä.

---

Pienten planeettojen kirjo

22.9.2022 klo 14.37, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Koostumus , Synty ja kehitys

Auringonkaltaisia ja sitä keveämpiä kääpiötähtiä kiertää tyypillisesti kourallinen pieniä planeettoja. Niistä suurin osa on kivisiä kappaleita mutta joillakin voi olla hiukan paksumpi kaasuvaippa ympärillään, jolloin ne luokitellaan ennemminkin minineptunuksiksi kuin supermaapalloiksi. Tyypillisesti on ajateltu, että planeettoja on kokonainen jatkumo kiviplaneetoista kaasuplaneettoihin, veden ja muiden yleisten keveämpien aineiden muodostaessa joko pieniä puroja niiden pinnoilla tai jopa tuhansien kilometrien paksuisia valtameriä. Mutta pohjimmiltaan kyse ei välttämättä ole vain ihmisten subjektiivisesta rajanvedosta planeettojen koostumuksen jatkumossa, vaan jopa luonto vaikuttaa tekevän selvän jaottelun kivisiin supermaapalloihin ja kaasuvaipan omaaviin minineptunuksiin. Suurin osa pienistä planeetoista todellakin on kivisiä kappaleita, joilla on vain ohut kaasukehä, tai sitten halkaisijaltaan selvästi suurempia planeettoja, joilla on paksu kaasuvaippa ympärillään. Välimuotojakin on mutta ne ovat vaikuttaneet olevan verrattaen harvinaisempia.

Ilmeisesti on niin, että jotkut pienet planeetat saavuttavat useamman Maan massan koon riittävän nopeasti, jotta muodostuvassa planeettakunnassa on vielä merkittäviä määriä kaasua jäljellä, eikä muodostuva tähti ole vielä syttynyt loistamaan kunnolla puhaltaakseen sen pois. Toiset taas muodostuvat hitaammin, eivätkä ehdi koskaan haalimaan ympärilleen merkittävää kaasuvaippaa, vaan jäävät kivisiksi supermaapalloiksi. Syntyprosessin yksityiskohdat ovat edelleen hämärän peitossa mutta havainnot tukevat ajatusta siitä, että luonto jaottelee pienet planeetat karkeasti kahteen erilliseen ryhmään. Asiaa voidaan havainnollistaa katsomalla pienten planeettojen kokojakaumaa (Kuva 1). Siinä näkyy selvästi, että noin 80% Maata suuremmat planeetat muodostavat jonkinlaisen rajan, ja sen kokoluokan planeetat ovat suhteellisesti merkittävästi harvinaisempia kuin sitä pienemmät ja suuremmat kappaleet.

Asiaan liittyy kuitenkin runsaasti kaoottisia fysikaalisia prosesseja, kuten planeettojen muodostuminen, ratamigraatio, tähden varttuminen ja säteilyolosuhteiden muuttuminen, kaasukiekon haihtuminen, ja jopa planeettojen kaasukehän poiskiehuminen. Planeettojen synnystä on kokonaisuutena vain epäsuoria havaintoja, koska emme voi seurata planeettakunnan ja sen kappaleiden kehitystä miljardien vuosien ajan vanhaksi, stabiiliksi järjestelmäksi. Kuitenkin, jo havaitsemalla tähtien ja niitä kiertävien planeettojen karkeita ominaisuuksia, voidaan tehdä hämmästyttävän pitkälle vietyjä johtopäätöksiä. Lisää tietoa on saatu viime vuosina TESS -avaruusteleskoopin havainnoista, koska sen mittaukset ovat auttaneet havaitsemaan lukuisia pieniä planeettoja aivan Auringon lähinaapurustosta, jolloin planeettojen massat ovat mitattavissa radiaalinopeusmenetelmän keinoin.

---

Pienten planeettojen koostumuksesta on julkaistu monia tutkimuksia, ja yksi omista suosikeistani tiivistää koko asian mainiosti yhteen erittäin informatiiviseen kuvaajaan (Kuva 2.). Vaikuttaa tosiaan siltä kuin pienet planeetat olisivat jaoteltuina kahteen joukkoon, joiden välinen raja on jossakin karkeasti kahden Maapallon halkaisijan kohdalla. Niistä pienemmät koostuvat Maan tapaan lähinnä rautaytimestä, jota ympäröi silikaateista muodostunut paksu vaippa. Pinnalla saattaa esiintyä vettä ja sitä saattaa peittää kaasukehä mutta niiden kummankaan kokonaismäärä ei kata merkittävää osuutta planeettojen massasta. Tällaisia maankaltaisia kiinteän pinnan omaavia kiviplaneettoja näyttää voivan muodostua helposti erisuuruisina mutta niiden absoluuttinen yläraja on noin kymmenen Maan massan ja kahden Maan halkaisijan kokoluokassa. Sitä suuremmat kappaleet vetävät oman vetovoimansa avulla ympärilleen runsaita määriä kaasua eivätkä siten voi olla kiinteitä pinnaltaan.

Toiseen joukkoon kuuluvat planeetat, joiden koostumuksesta valtaosa on keveämpiä aineksia, kuten vettä ja muita helposti haihtuvia yhdisteitä. Sellaisia planeettoja ovat esimerkiksi hyseaaniset planeetat, joiden tuhansien kilometrien paksuista valtamerivaippaa peittää pääasiassa vedystä ja heliumista koostuva kaasukehä. Valtameriplaneettoja voi olla niitäkin useassa eri kokoluokassa, mutta niiden on arvioitu olevan massaltaan tyypillisesti jotakin kolmesta pariinkymmeneen Maan massaa. Kooltaan ne voivat olla peräti kolme kertaa omaa planeettaamme suurempia, mikä tekee niistä lähes yhtä suuria kuin Aurinkokunnan jääjättiläiset Uranus ja Neptunus.

Mutta tiedoissamme on puutteita. Eniten häiritsee havaittujen säteen ja massan suuret epävarmuudet. Pienten planeettojen ylikuluista on hankalampaa mitata planeetan koko, jos planeetta on valtavasti tähteä pienempi ja aiheuttaa vain vajaan promillen himmenemisen tähdestä havaintolaitteisiimme saapuvaan valoon. Planeettojen punnitsemisessa on sama ongelma. Massan voi määrittää sitä luotettavammin, mitä enemmän planeetta heilauttaa tähteään vetovoimansa avulla — mitä suurempi tähti on massaltaan, sitä enemmän se voi vastustaa planeetan vetovoimavaikutusta. On siis viisainta tutkia pienempien, keveiden tähtien planeettoja, koska niistä saadaan tarkempia mittauksia. Punaiset kääpiötähdet ovat juuri sopivia kohteita mutta ne ovat kiitollisia havaintokohteita myös siksi, että niiden kiertoradoilla on runsain mitoin pieniä planeettoja. Siksi voimme tutkia tarkemmin niiden planeettojen koostumuksia, jotka kiertävät punaisia kääpiöitä.

Koska planeettojen koon ja massan mittaaminen on vaikeaa, planeettojen yleisten ominaisuuksien tutkiminen saattaakin olla helpompaa, jos jättää tarkastelun ulkopuolelle kaikki ne planeetat, joiden ominaisuudet ovat liian epätarkasti tiedossa. Tulokset punaisia kääpiötähtien planeettojen ominaisuuksista ovat silloin suorastaan hämmentävän selkeitä. Planeetat näyttävät nimittäin jakautuvan kolmeen selvärajaiseen luokkaan: kivisiin maankaltaisiin planeettoihin, vetisiin meriplaneettoihin, ja kaasuvaipan omaaviin minineptunuksiin (Kuva 3.). Parhaiten jaottelua määrittävänä tekijänä näyttää toimivan planeetan keskitiheys — massa ja säde eivät mahdollista vastaavaa selkeää jaottelua, koska esimerkiksi noin kahden Maan säteen planeetta saattaa kuulua mihin tahansa kolmesta planeettojen tyypistä riippuen sen massasta.

• 

• 

Mikä voi olla syynä kolmeen selvään planeettojen luokkaan pienten tähtien kiertoradoilla? Vastauksen tarjoaa planeettojen muodostumisprosessi, ja lopputuloksen riippuvuus lämpötilasta ja prosessin nopeudesta. Lähellä tähteä planeettojen rakennusaineena toimivat pölyhiukkaset koostuvat kuumuutta kestävistä silikaateista ja metalleista kuten raudasta, ja siksi maankaltaiset planeetat heijastavat tätä alkuperäisen aineksen koostumusta. Koska kuumuus saa helpommin haihtuvat aineet kaasumaiseen muotoon, niitä ei kasaudu syntyvien planeettojen vaippaan merkittäviä määriä. Hiukan kauempana tähdestä, niin kutsutun ”lumirajan” takana, jo tavallinen vesi muodostaa kiinteitä jääkiteitä. Jää toimii planeettojen rakennusaineena näillä kaukaisemmilla etäisyyksillä, ja muodostuvat planeetat koostuvatkin pääosin vedestä. Jotkut planeetoista kuitenkin onnistuvat haalimaan itselleen niin paljon massaa, yli 10 Maan massan verran, että ne keräävät nuorta tähteä vielä ympäröivästä kertymäkiekosta kaasuvaipan itselleen, ja muuntuvat samalla minineptunuksiksi. Sellaisten muodostuminen on mahdollista vain planeettojen synnyn ollessa nopeaa ja sen tapahtuessa hyvissä ajoin ennen kuin kunnolla loistamaan syttyvä tähti entii puhaltamaan kaasun pois ympäriltään.

Planeetat siis näyttävät syntyvän hyvinkin yksinkertaisten reunaehtojen sisällä ja päätyvät hyvin erilaisiksi ominaisuuksiltaan ja koostumukseltaan vain hyvin yksinkertaisten tekijöiden vaikutuksesta. Mutta niiden jaottelu kolmeen karkeaan luokkaan luultavasi kuvastaa vain yhtä karkeaa luokittelua, jota koetamme tiedonjanossamme tehdä tarkastellessamme kaoottisen luonnon muovaamaa valtaisaa kappaleiden kirjoa. Ei ole sattumaa, että oman olemassaolomme ehto, vesi, on myös merkittävä tekijä eksoplaneettojen muodostumisessa. Merkittävää on kuitenkin se, että kykenemme havaitsemaan lähitähtien planeettoja luokitteluun ja syntyhistorian selviämiseen riittävällä tarkkuudella. Samalla selviää omakin paikkamme maailmankaikkeudessa, jossa seilaamme Auringon gravitaatiokaivon vankeina yhdellä pienellä kivisellä, biosfäärin peittämällä avaruusaluksellamme nimeltään planeetta Maa.

---

Suurin tieteellinen havainto

7.9.2022 klo 09.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat

Jos kävelee kirkkaana yönä taivasalle jossakin kaukana ihmiskunnan niin innokkaasti taivaalle heijastamasta keinovalosta ja kohottaa katseensa ylös, voi tehdä merkittävän tähtitieteellisen havainnon. Taivaalla voi näkyä jopa satoja pieniä valopisteitä, kuin pieniä reikiä taivaankannessa, jotka loistavat ja lähettävät meitä kohti näkyvää säteilyään kymmenien valovuosien päästä. Tähtien sijainteja taivaalla voi tarkastella suhteessa toisiinsa, ja ihmisaivoilla onkin ollut kautta historian tapana projisoida merkityksiä taivaankannella aikalailla satunnaisesti sijaitsevien tähtien kuvioihin. Paljaalla silmällä voi jopa nähdä miten eri tähdet poikkeavat väriltään aavistuksen verran toisistaan. Se kertoo osaltaan niiden lämpötiloista ja siten koosta ja tyypistä, mutta kovin tarkkaa informaatiota ei voi saada ilman tähtitieteellistä havaintolaitteistoa.

Ajattelemalla asiaa hiukan pidemmälle, voi kuitenkin havaita, että tähdet ovat lopultakin melkoisen harvassa taivaankannella, ja niiden väleissä on suuria määriä mustaa taivasta, joka kuvastaa tyhjää tähtienvälistä avaruutta. Jos avaruus on äärettömän suuri ja staattinen, voimme valita taivaalta minkä tahansa pisteen ja juuri siinä suunnassa, ehkäpä vasta jossakin suunnattoman kaukana, vastaan tulee tähden pinta. Saman ilmiön voi havaita mainiosti suomalaisessa talousmetsässä, josta muu luonto on tyypillisesti raivattu ja katse kohtaa puunrungon missä tahansa suunnassa, jos vain metsä on riittävän suuri. Mutta emme näe tähden pintaa jokaisessa pisteessä taivasta, koska silloin koko taivas näyttäytyisi kirkkaana kuin Auringon pinta. Sen sijaan, näemme sen pääasiassa kuin mustana kankaana, jota täplittävät pistemäiset yksittäiset tähdet ja katseemme ei kohtaa kirkasta tähden pintaa missä tahansa suunnassa. Jokin oletuksista on siis pielessä.

On mahdollista, että avaruus ei ole ääretön ja tähtiä on siksi vain hyvin rajallinen määrä. Toinen yksinkertainen vaihtoehto on se, että universumi ei ole ollut olemassa aina, ja siksi valo ei ole vielä ehtinyt saapua meille asti mielivaltaisen kaukaa. Oikeasti todellisuus on tietenkin paljon kompleksisempi ja laajeneva maailmankaikkeus esimerkiksi punasiirtää kaukaisten kohteiden valoa pois näkyvän valon aallonpituuksilta. Vaan se ei ole koko selitys. Tähän pimeän taivaan ongelmaksikin kutsuttuun Olbersin paradoksiin on selkeinpänä ratkaisuna se, että maailmankaikkeus ei ole äärettömän vanha ja näkyvä maailmankaikkeus ei siksi ole äärettömän suuri. On kuitenkin mahdollista tehdä vieläkin suurempia tieteellisiä havaintoja, jos vain ajattelee tarkasti näkemäänsä.

---

Seisoessaan tähtitaivaan alla, voi helposti jättää huomiotta, että kiinteä maankamara jalkojen alla on avaruuden halki kiitävän pallon pinta. Koko elonkirjo, ihmislaji mukaan lukien, on syntynyt ja kehittynyt kivisen planeetan geokemiallisista prosesseista, jotka monimutkaistuivat ja joista lopulta syntyi tehokkaasti itseään kopioivia biokemiallisia järjestelmiä. Prosessiin tarvittiin liuottimeksi vettä ja rakennusaineksi orgaanisia yhdisteitä, joiden tunnusomainen piirre ovat hiiliatomien muodostamat pitkät ketjut. Tarvittiin lisäksi jokin paikka, jossa ainekset voisivat vuorovaikuttaa rauhassa — kivisen planeetan vetinen pinta tarjoaa siihen loistavat olosuhteet, kun prosessille annetaan vain tarpeeksi aikaa. Elämän syntyyn planeettamme pinnalla kului korkeintaan vain muutamia satoja miljoonia vuosia, ja sen jälkeen evoluution lainalaisuudet ovat kontrolloineet prosessia tuottaen hiljalleen aina vain ihmeellisimpiä ratkaisuja biokemiallisten koneiden itsensä ylläpidon ja kopioinnin kohtaamiin haasteisiin. Ilmiselvästi planeetan olemassaolo oli kuitenkin edellytys elämän synnylle ja meidänkin olemassaolollemme. Voimme siten varmistua, että ilman planeettoja ei olisi elämää, emmekä olisi täällä ihmettelemässä asiaa.

Planeetat taas eivät voisi olla olemassa, ellei niitä syntyisi tähtien synnyn sivutuotteena, prosessin ylijäämämateriasta, joka ei päädy osaksi tähden ydinmiilua ja sen ytimen helvetillistä kuumuutta ja valtaisaa painetta. Meidän on siis välttämättä elettävä universumissa, jossa tähtien synty ja vakaa loiste ovat mahdollisia. Se taas tuo mukanaan rajoitteita sille, minkälaiset fysikaalisen maailman lainalaisuudet voivat kontrolloida asuttamaamme maailmankaikkeutta. Atomien on oltava stabiileja ja niitä on oltava riittävän montaa erilaista, jotta ne vuorovaikuttavat riittävän monipuolisesti tuottaakseen elämän esiintymisen vaatiman kemian. Ja maailmankaikkeuden on oltava riittävän pitkäikäinen, jotta tähtiä ja planeettoja ylipäätään ehtii syntyä elämää ylläpitämään. Kaikki nämä reunaehdot tietenkin täyttyvät, koska me olemme olemassa. Päättelyä kutsutaan antrooppiseksi periaatteeksi, joka on todellisuudessa vain valintaefekti — voimme havainta vain sellaisen universumin, jossa elämää on voinut syntyä, koska muutoin emme olisi tekemässä siitä havaintoja.

Voidaan kuitenkin mennä vieläkin pidemmälle, ja jotkut ovat menneetkin. On esitetty jopa ”osallistuvaa antrooppista periaatetta”, jonka mukaan maailmankaikkeuden voi katsoa olevan merkityksellisesti olemassa vain, jos joku tekee siitä havainnon. En voi kuitenkaan hyväksyä sellaista ajatusta, että vain niiden asioiden voidaan katsoa olevan olemassa, joita joku on havaitsemassa. Silloinhan minun omasta subjektiivisesta näkökulmastani katsottuna koko maailmankaikkeus katoaa ja lakkaa olemasta muodostuen aina uudelleen täsmälleen samanlaiseksi, kun vaikkapa räpäytän silmiäni, enkä ole tekemässä näköhavaintoja siihen kuluneen sekunnin murto-osan aikana. Subjektiivisuus on kyllä sisäänrakennettuna kaikkeen havaitsemiseen, kaikkeen tieteeseen ja tutkimukseen, mutta ei ole silti järkevää asettaa omaa havaintoaan erityislaatuiseen asemaan ja ajatella universumin tanssivan yksittäisen ihmisen kokemuksen mukaan. Maailmankaikkeus on jo kopernikaanisen periaatteen mukaan samanlainen kaikkialla, ja aivan riippumatta siitä, onko kaikkialla jatkuvasti havaitsijoita varmistamassa asiaa.

Varmaa on silti se, että maailmankaikkeuden rakenteen on oltava yhteensopiva sen tosiasian kanssa, että sen sisällä on muodostunut eläviä, ympäristöään havaitsemaan kykeneviä organismeja. Elämän olemassaolon ja esiintymisen on oltava mahdollista pienen keltaisen tähden kiertoradalla. Hiilen ja hapen ja monien muiden atomien on voitava muodostua maailmankaikkeuden erilaisissa prosesseissa. Samoin esimerkiksi ajan ja avaruuden on oltava olemassa, jotta voi olla se maailmankaikkeudeksi kutsuttu areena, jonka pienen nurkkauksen näyttämöllä näennäisen merkityksettömät biologiset syklimme esiintyvät. Niin on oltava, koska olemassaolomme osoittaa, että ei ole mitään muutakaan vaihtoehtoa.

---

Mutta asiaan liittyy paljon enemmän. Maailmankaikkeuteme noudattaa tietynlaisia sääntöjä, jotta se ylipäätään voi olla havaitunlainen (Kuva 1.), ja voimme ymmärtää niistä ainakin joitakin fyysikoiden ja muiden tieteilijöiden periksiantamattoman työn tuloksena. Samojen lainalaisuuksien taas on oltava voimassa muuallakin maailmankaikkeutemme sisällä, koska on epätodennäköistä, että juuri me olisimme pienessä poikkeavien luonnonlakien kuplassa ja siten erityisasemassa. Voimme siksi vetää sen johtopäätöksen, että elämää, älykkäitä organismeja ja teknisiä sivilisaatioita voi muodostua varsin mainiosti muuallakin maailmankaikkeudessamme.

Antrooppisen periaatteen kontekstissa yöllinen tähtitaivaan tarkkailu voi saada aivan uudenlaisen ulottuvuuden. Sadoista taivasta täplittävistä tähdistä likimain jokaisella on seuranaan monipuolinen planeettojen ja pienempien kappaleiden järjestelmä. Niistä taas jotkin ovat vääjäämättä sopivia maailmoja elävien organismien synnylle, kehittymiselle ja kukoistamiselle. Ehkäpä jollakin niistä on kiertoradallaan biosfäärin peittämä, elollinen planeetta, jonka pinnalla jokin älykäs orgamismi katsoo meidän laillamme taivaalle pohtien sitä suurinta mahdollista tieteellistä havaintoa, että on itse olemassa. Olisihan se valtaisaa kosmista tuhlausta, jos olisimme ainoa tähtitaivasta havaitsemaan kykenevä laji.

---

Webb näkee mistä planeetat on tehty

26.8.2022 klo 11.23, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Havaitseminen , Koostumus

Kaukaisten eksoplaneettojen havaitsemista pidettiin likimain mahdottomana vielä runsaat kolme vuosikymmentä sitten. Mutta kun löytöjä sitten ryhdyttiin tekemään, ja niitä varten rakennettiin asialle omistettuja avaruuteen lähetettäviä robotisoituja observatorioita, kaikki muuttui yhdessä rysäyksessä. Tunnemme yli 5000 eksoplaneettaa kiertämässä läheisiä ja kaukaisia tähtiä omassa galaksissamme. Tiedämme, että niitä on aivan kaikkialla, jopa aivan lähimmissä tähtijärjestelmissä. Ja miljardit planeetat galaksissamme voivat olla elinkelpoisia — tiedämme sen, koska voimme jo arvioida eksoplaneettapopulaation yleisiä ominaisuuksia, muodostumista ja historiaa, sekä koostumusta. Koskaan ennen ei kuitenkaan ole ollut mahdollista selvittää yhtä tarkasti mistä ne on tehty kuin nyt.

---

James Webb -avaruusteleskooppi on osoittautunut juuri niin tarkaksi instrumentiksi kuin suunniteltua. Sen laukaisu onnistui suunnitellulla tavalla ja sen ensimmäiset tieteelliset havainnot ovat osoittautuneet yhtä merkittäviksi kuin ounasteltiinkin. Eksoplaneettatutkimuksen kannalta merkittävintä on kuitenkin teleskoopin spektrografi, joka rekisteröi useita eri infrapunasäteilyn aallonpituuskaistoja samanaikaisesti havaitessaan tähtiä. Se auttaa havaitsemaan eksoplaneettojen kaasukehien koostumuksia nerokkaalla tavalla, jota kutsutaan transmissiospektroskopiaksi (Kuvat 1 ja 2).

Ensin on tiedettävä milloin eksoplaneetta kulkee radallaan tähtensä editse. Sopivia eksoplaneeettoja tunnetaankin tuhansia mutta erityisesti ne, joiden kiertoradat ovat lyhyitä ja sijaitsevat lähellä tähteään ovat parhaita kandidaatteja spektroskooppisille havainnoille. Syy on yksinkertainen. Mitä nopeampi planeetan ratakierros on, sitä vähemmän aikaa on odotettava ennen seuraavaa ylikulkua, jotta voidaan tehdä havaintoja sen aikana. Eksoplaneetta WASP-39 b on mainio kohde, koska planeetta kiertää tähtensä vain noin neljässä päivässä. Kyseessä on aivan tavanomainen kuumaksi jupiteriksi kutsuttu eksoplaneetta, vaikka se onkin massaltaan vain noin 30% Jupiterista. Kuvassa 1. näkyvässä Webbin havaintosarjassa on yksi planeetan ylikulku, jonka aikana se himmentää tähden näennäistä kirkkautta taivaalla noin kahden prosentin verran. Merkittävää on kuitenkin se, että himmeneminen on erisuuruista eri aallonpituuksilla — planeetta näyttää siis hiukan suuremmalta tai pienemmältä, riippuen aallonpituusalueesta. Miten se voi olla mahdollista?

Planeetan näennäisen koon vaihtelun voi selittää vain se, että sillä on ympärillään kaasukehä, jonka läpi tähden säteily pääsee eri tavalla riippuen säteilyn aallonpituudesta. Asiaan vaikuttaa kaasukehän kemiallinen koostumus. Jokainen kaasukehän molekyyli voi virittyä korkeampaan viritystilaan, jos siihen osuu tietyn energian omaava fotoni. Eri aineiden herkkyys taas osuu erilaisille fotonien energioille ja siten aallonpituuksille. Silloin voimme katsoa ylikulun kokoa eri aallonpituuksilla ja päätellä mitä molekyylejä kaasukehä sisältää. Webbin havaintojen mukaan, planeetta WASP-39 b näyttää hiukan suuremmalta noin 4.2 – 4.6 mikrometrin aallonpituusvälillä (Kuva 2.), koska niillä aallonpituuksilla planeetan kaasukehän hiilidioksidi suodattaa säteilyä tehokkaasti. Voidaan siis todeta, että kaasukehässä on runsaasti hiilidioksidia — havainto on niin selvä, että jopa tutkijat, jotka eivät juuri ajattele minkään tieteellisen tiedon olevan lopullinen totuus, kertovat nyt löydön olevan täysin varma. Se kuitenkin kertoo vain Webbin havaintojen valtavasta tarkkuudesta sen tarkkaillessa jättiläisplaneettojen kaasukehiä. Jättiläisplaneetan paksun kaasukehän toteaminen hiilidioksidin täyttämäksi on nyt muuttunut rutiininomaiseksi, helpoksi havannoksi.

Yhdessä toisen jättiläisplaneetan WASP-96 b kaasukehästä havaintun vesihöyryn kanssa, Webb on nyt osoittanut täysin kiistatta kykenevänsä havaitsemaan mainiosti yksinkertaisia molekyylejä eksoplaneettojen kaasukehissä ennennäkemättömällä tarkkuudella. Siksi sen seuraavat havainnot ovat entistäkin kiinnostavampia. Webb kykenee tarkkuutensa ja valonkeräyskykynsä ansiosta mittaamaan myös pienempien kiviplaneettojen kaasukehien ominaisuuksia. Yksinkertaisten molekyylien, kuten hiilidioksidin, metaanin ja veden havaitseminen on ensimmäinen askel selvittäessämme niiden luonnetta elinkelpoisina planeettoina. Saamme pian selville onko lähimpien elinkelpoisella vyöhykkeellä tähtiään kiertävien kiviplaneettojen joukossa sellaisia, joiden kaasukehässä on vesihöyryä merkkinä niiden merellisestä luonteesta ja hiilidioksidia taikka metaania merkkinä aktiivisesta geologiasta ja tulivuorista.

Elämme yhtä merkittävimmistä tähtieteen ja astrobiologian aikakausista. Ensi kertaa ihmiskunnalla on konkreettisia mahdollisuuksia selvittää suorin havainnoin mistä toiset maapallot on tehty. Havainnot auttavat samalla arvioimaan voiko niiden olosuhteissa esiintyä elämää. Sen jälkeen voimmekin ryhtyä etsimään niiden kaasukehistä merkkejä elämästä, jos vain pääsemme yhteisymmärrykseen siitä, mitkä voitaisiin tulkita kiistattomina merkkeinä sellaisesta.

---

Eksoplaneettojen elämän täyttämät meret

23.8.2022 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

Yksi eksoplaneettatutkimuksen kiinnostavimmista päämääristä on löytää esimerkkejä toisista elävistä planeetoista, tai ainakin planeetoista, joiden olosuhteissa elämän esiintyminen on mahdollista. Vaikka tunnemmekin jo monta kandidaattia elinkelpoisiksi planeetoiksi, emme ole onnistuneet selvittämään täyttyvätkö elinkelpoisuuden kriteerit niistä ainoankaan pinnalla. Voimme mainiosti arvioida ja jopa havaita suoraan planeettojen kokoja ja massoja, jotka antavat tietoa niiden keskitiheydestä ja koostumuksesta, sekä siitä, onko niillä kivinen pinta. Arvioimme rutiininomaisesti tähdestä planeetan pinnalle saapuvan säteilyn määrää ja siten planeetan laskennallista pintalämpötilaa. Voimme jopa huomioida kasvihuoneilmiön vaikutuksen ja mitata karkeasti jodenkin planeettojen kaasukehän koostumusta ja siten todellisia olosuhteita. Emme kuitenkaan saa juuri tietoa edes tärkeimmästä elinkelpoisuutta määrittävästä tekijästä: onko planeetan pinnalla nestemäistä vettä.

Veden olemassaolosta voi saada suoria havaintoja, jos on mahdollista havaita planeetan kaasukehän koostumusta transmissiospektroskopiaksi kutsutulla menetelmällä. Siinä tähden valo suodattuu sen editse kulkevan planeetan kaasukehän läpi tuottaen havaittavia muutoksia teleskooppeihimme saapuvaan valoon. Vesihöyry planeetan kaasukehässä voidaan siten havaita suoraa, joskin sen merkkien kaivaminen esiin havainnoista on jo itsessään matemaattisen datankäsittelyn taidonnäyte. Havainnoissa on kuitenkin jo onnistuttu ja esimerkiksi planeetan K2-18 b kaasukehässä on vesihöyrystä koostuvia muodostelmia — niitä kutsutaan meille tutummin pilviksi. Joidenkin planeettojen pintaa kuitenkin peittää jopa tuhansien kilometrien paksuinen valtameri ohuen, pelkistävän pääosin vedystä koostuvan kaasukehän alla. Niiden merissä voi olla runsaasti elämää, jota emme voi koskaan päästä tarkastelemaan lähemmin.

Omalla planeetallamme meret pysyvät nestemäisessä olomuodossaan, koska Auringon säteily ja ilmakehämme kaasujen tuottama kasvihuoneilmiö pitävät pinnan lämpötilan sopivana, jotta vesi pysyy nestemäisessä olomuodossaan. Koemme sääilmiöitä kuten sadetta sen eri muodoissaan, koska vesi voi höyrystyä planeettamme pinnalla tiivistyäkseen taas pisaroiksi ylempänä kaasukehässä, jossa lämpötila on alhaisempi. Lämpötilan lisäksi oleellisia ovat paine ja kaasukehän koostumus, joka Maassa on muuttanut muotoaan useaan otteeseen planeettamme historian aikana. Primitiivinen, pelkistävä ja vetypitoinen kaasukehä on ollut mennyttä jo neljä miljardia vuotta. Toisilla planeetoilla sellainen alkuperäinen kaasukehä voi olla paksumpi ja siksi paljon pitkäikäisempi.

---

Supermaapalloja, joiden pintaa peittää paksu vetypitoinen kaasukehä, on kutsuttu nimellä hyseaaninen planeetta. Ne ovat eksoplaneettojen luokka, jonka olemassaolo on vasta hiljattain selvinnyt uusien avaruusteleskooppien tekemien havaintojen myötä. Kiinnostavaa on, että niiden kaasukehä kykenee ylläpitämään alapuolellaan paksua nestemäisen veden merta, jopa olosuhteissa, joissa tähden säteily ei riitä lämmittämään tarpeeksi. Liian lähellä tähtiä primitiiviset kaasukehät katoavat ja korvautuvat Aurinkokunnastakin tutummilla hiilidioksidipitoisilla kaasukehillä, koska tähden säteilyenergia saa keveimmät vetyatomit karkaamaan avaruuteen jättäen jäljelle vain raskaammat molekyylit. Jos lisänä on sopivasti geotermistä lämpöä, hyseaanisten supermaapallojen meret voivat pysyä nestemäisessä muodossaan kymmenien vuosimiljarden ajan jopa kaukana tähtien lämmittävästä vaikutuksesta.

Arviot hyseaanisten supermaapallojen elinkelpoisuudesta perustuvat tietokonesimulaatioihin, joissa on tutkittu planeettojen fysiikkaa erilaisilla ominaisuuksilla. Koska emme voi vain havaita erilaisia planeettoja ja tutkia niiden koostumusta suurimmillakaan teleskoopeilla, jäävät tietokonesimulaatiot ainoaksi tavaksi koettaa ymmärtää eksoottisten planeettojen fysiikkaa. Tulokset ovat kuitenkin yllättäviä vain omassa rajoittuneessa kontekstissamme. Se, että Aurinkokunnassa ei ole ainuttakaan hyseaanista, primitiivisen kaasukehän omaavaa supermaapalloa, on ehkä vain sattumaa, eikä kerro mitään niiden yleisyydestä maailmankaikkeudessa. Ne vaikuttavat kuitenkin olevan jopa maankaltaisia planeettoja yleisempiä, joten vetykehien alla syvissä merissä esiintyvä elämä saattaa olla oman planeettamme matalien merien ja mantereiden täyttämää elämää yleisempää. Mielenkiintoista on sekin, että joidenkin hyseaanisten planeettojen meret ja siten elinkelpoisuus voivat säilyä jopa siinäkin tilanteessa, että ne sinkoutuvat tähtensä kiertoradalta avaruuteen tähtienvälisiksi planeetoiksi.

Kysymysmerkkejä kuitenkin riittää ja hyseaanisten supermaapallojen elinkelpoisuuteen vaikuttaa monta muutakin tekijää. Kriittistä on esimerkiksi se, kuinka paksu primitiivinen kaasukehä sattuu olemaan. Pisimpään nestemäistä vettä kykenevät ylläpitämään jopa kymmenen kertaa Maata massiivisemmat supermaapallot, joiden kaasukehä on massaltaan kymmenesosan Maapallon massasta. Sellaisen massiivisen vetykehän suojissa meret voivat periaatteessa virrata korkeassa paineessa vapaana jopa yli 50 miljardia vuotta. On silti selvää, että olosuhteet ovat silloin täysin poikkeavat siitä, mitä Maapallolla esiintyy ja emme tiedä voiko sellaisissa olosuhteissa esiintyä eläviä organismeja. Asiaa saattavat lähitulevaisuudessa valaista James Webb -avaruusteleskoopin havainnot hyseaanisista planeetoista.

---

Nopeasti etenevä eksoplaneettojen tutkimus

2.8.2022 klo 09.55, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Koostumus

Modernin tähtitieteen aikakautena tiede tapahtuu ajoittain kirjaimellisesti silmiemme alla. Se, minkä saamme selville tänään voi olla vanhentunutta tietoa jo heti huomenna. Se pätee erityisesti yhdellä tieteenalan nuorimmista haaroista, eksoplaneettatutkimuksessa — ajoittain uudet instrumentit päivittävät tieteellistä tietämystä uusilla, tarkemmilla havainnoillaan yhdessä rysäyksessä. James Webb -avaruusteleskooppi on parhaillaan mullistamassa tietomme maailmankaikkeuden varhaisista galakseista ja niiden synnystä, planeettojen ja planeettakuntien moninaisuudesta ja rakenteesta sekä monesta muusta tähtitieteen tutkimuskohteesta, josta voi saada tietoa infrapunasäteilyn aallonpituuksilla.

---

WASP-96 b on aivan tavanomainen kuuma jupiter. Kuten ensimmäinen löydetty auringonkaltaista tähteä kiertävä eksoplaneeta 51 Pegasi b, WASP-96 b on keveämpi kuin Jupiter mutta sen kaasukehä on kovassa kuumuudessa laajentunut ja planeetan halkaisija onkin Jupiterin halkaisijaa suurempi. Kyse on varsin tavallisesta kuumasta jupiterista, joita löytyy karkeasti joka sadannen auringonkaltaisen tähden kiertoradalta. Erityiseksi planeetan kuitenkin tekee se, että JWST suunnattiin sitä kohti aivan ensimmäisten kohteiden joukossa teleskoopin aloitettua tieteellisen työskentelynsä heinäkuun puolessa välissä. WASP-96 b kulkee tähtensä editse, joten sen kaasukehän havainnointi on mahdollista ennätyksellisen tarkasti James Webb -avarusteleskoopin spektrometrillä. Transmissiospektroskopialla voidaan siten tutkia planeetan kaasukehän koostumusta, vaikka se on peräti runsaan tuhannen valovuoden päässä meistä. JWST ei ole kuitenkaan ensimmäinen teleskooppi, jolla planeetan WASP-96 b koostumusta on koetettu selvittää.

Tyypilliseen tapaan, planeetan WASP-96 b ominaisuuksista oli tiedossa vain sen halkaisija ja massa, kun löytö raportoitiin vuonna 2014. Tarjolla oli myös arvio planeetan laskennallisesta pintalämpötilasta perustuen tunnettuun tähden säteilyyn sen rataetäisyydellä mutta sen enempää tietoa on likimain mahdotonta saada tarkastelematta planeetan kemiallista koostumusta. Vuonna 2018 julkaistut spektroskooppiset havainnot tuottivatkin uutta tietoa. WASP-96 b:n taivaan havaittiin olevan niin kirkas, että natriumin absorptiospektrin viivat olivat havaittavissa mahdollistaen natriumin määrän mittaamisen planeetan kaasukehässä. Tyypillisesti kuumien jupiterien (tai saturnusten) kaasukehien yläosat ovat niin paksujen pilvien peitossa, että natriumin määrää on mahdotonta mitata, joten samalla saatiin vahvistus planeetan kaasukehän pilvettömyydestä. Kyseessä on siis kuuma jupiter, jolla aurinko paistaa aina.

Havainto natriumista sai vahvistuksen heinäkuun ensimmäisellä viikolla, kun natriumin merkit noin 0.60 mikrometrin aallonpituusalueella havaittiin toisellakin instrumentilla. Samalla sai vahvistuksensa planeetan pilvettömyys. Planeetan spektrissä (Kuva 1.) näkyy kuitenkin myös veden merkkejä — noin 1.15 ja 1.40 mikrometrin kohdalla planeetan näennäinen koko näyttää hiukan suuremmalta, koska kaasukehän vesimolekyylit suodattavat valoa voimakkaammin. Vain vajaata viikkoa myöhemmin julkaistiin ensimmäinen James Webb -avaruusteleskoopin havaitsema spektri. Sen mukaan vettä on tosiaan runsaasti planeetan kaasukehässä (Kuva 2.) mutta spektristä käy ilmi myös vesihöyryn muodostaman usvan ja pilvien olemassaolo. Planeetan taivas ei siten olekaan kirkas, vaan vesihöyry muodostaa pilviä myös sen taivaalla — niiden havainnointi vain ei ollut mahdollista ennen JWST:n huikeaa tarkkuutta.

Vettä on havaittu eksoplaneettojen kaasukehistä ennenkin. JWST kykeneen kuitenkin havaitsemaan veden merkkejä kaukaisten eksoplaneettojen kaasukehistä huomattavasti herkemmin kuin aiemmat olemassaolevat instrumentit ja se onnistui havainnossa jo ensimmäisellä yrityksellään. Voimme toistaiseksi vain arvailla mitä tuloksia saadaan, kun JWST suunnataan kaukaisten jättiläisplaneettojen sijaan havaitsemaan läheisiä kiviplaneettoja ja veden merkkejä niiden kaasukehistä. Arvailua ei kuitenkaan tarvitse jatkaa kauan, koska läheiset TRAPPIST-1 -järjestelmän kiviplaneetat ovat jo lähitulevaisuudessa teleskoopin havaintojen kohteena. Ehkäpä saamme jo tämän vuoden puolella selville jonkin järjestelmän planeetoista olevat vetinen, merten peittämä planeetta Maan tapaan. Se olisi valtava askel eteenpäin etsiessämme merkkejä elämästä toisten tähtien planeettakunnissa. Ja vaikka vettä ei havaittaisikaa kiviplaneettojen kaasukehistä, uutta tietoa saadaan lähitulevaisuudessa varmasti, koska eksoplaneettatutkimus on murrosvaiheessa ja etenee jatkossakin kiihtyvällä vauhdilla.

---

Jos joskus kohtaamme elävän planeetan

14.6.2022 klo 14.37, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Tieteiskirjallisuudessa on leikitelty ajatuksella siitä, että ihmiskunta havaitsisi elävän eksoplaneetan ja vierailisi sen pinnalla. Aluksi ihmiset saapuvat vieraalle planeetalle ja ihmettelevät sen kauneutta ja omituisuutta. Seuraavassa hetkessä materiaalisten rikkauksien haalintaan pyrkivä lajimme ryhtyy kuitenkin rosvoamaan paikallisia luonnon resursseja tuhoisalla tavalla. Seurauksena on tavallisesti kaaos, väkivaltaa, sankaritekoja ja lopussa ihmiset joutuvat luopumaan kolonialistisista aikeistaan — ainakin joksikin aikaa. Vaikka nykyteknologia ei salli läheisten eksoplaneettojen järjestelmiin pääsyä ja astumista niiden pinnalle, teknologinen kehitys voi sen joskus kaukaisessa tulevaisuudessa mahdollistaa. Tarvitaan vain teknologiaa matkustaa relativistisella nopeudella ja pysäyttää matkaajien elintoiminnot pitkän matkan ajaksi, jotta he pääsevät hengissä ja liikaa ikääntymättä perille, mutta periaatteessa fysiikan kompromisseihin suostumatttomat lait mahdollistavat tähtienvälisen matkan.

Oletetaan yhden ihmissukupolven eläessä tehtävän matkan olevan mahdollinen. Todennäköisimmässä skenaariossa ihmiset saapuvat aluksi lähitähteä kiertävälle elävälle planeetalle tutkimaan sen biosfääriä, geologiaa ja ilmastoa. He ovat immuuneja paikan mikrobeille, joiden erilainen biokemia ei edes tunnista ihmisiä eläviksi. Monisoluiset saalistajat saattavat tunnistaa ihmiset saaliiksi heidän liikkumisensa tai tasalämpöisyytensä perusteella mutta avaruusmatkailun mahdollistava teknologia (mukaan lukien valtavan tehokkaat ja monipuoliset aseet) ehkäsee niistä ihmisille koituvat vaarat varsin helposti. Apuna ovat myös huipputekniset suojapuvut ja kypärät, joita tarvitaan joka tapauksessa, koska vieraan planeetan kaasukehä tuskin on ihmisten hengityselimistölle sopiva.

Aluksi ihmiset vain perustavat tutkimusaseman, ottavat näytteitä ja selvittävät uuden maailman ominaisuuksia mutta jos olosuhteet sen sallivat, he asettuvat aloilleen, rakentavat asutuskeskuksia ja kaupunkeja ja valtaavat tilaa tuottaakseen kasvavalle väestölle ravintoa. He ottavat lisää tilaa planeetalta louhiakseen sen kuorikerroksen metalleja ja mineraaleja rakennusaineiksi ja teollisuuden tarpeisiin. Satojen vuosien kuluessa populaatio kasvaa ja yhä suurempi osa planeetan pinnasta otetaan ihmisten käyttöön. Prosesissa syntyy tietenkin konflikteja paikallisen faunan kanssa, mutta olipa se kuinka älykästä hyvänsä, sen tarpeet siirretään nopeasti sivuun ihmisten tarpeiden tieltä. Yksikään paikallinen laji ei voi uhata avaruusteknologian kehittänyttä vieraslajia muutoin kuin hetken verran jossakin hyvin rajatussa paikassa. Kolonialismi tulee väistämättä valmiiksi ja lopulta ihmiset asuttavat koko planeetan. Alkuperäinen luonto saa väistyä muualta paitsi kenties sille erikseen suunnitelluista luonnonpuistoista ja reservaateista, aivan kuten Maassakin.

Ennen tähtienvälisessä matkailussa onnistumista ja vierailuja lähimmillä eksoplaneetoilla, ensimmäisenä kolonialismin kohteena on Mars (Kuva 1.). Samalla kun hävitämme oman kotiplaneettamme viimeisiä luonnollisia elinympäristöjä, saatamme kyetä rakentamaan keinotekoisia biosfäärejä naapuriplaneetallemme. Jos selviämme Maassa aiheuttamastamme tuhosta ja vältämme sivilisaation romahduksen muuttaessamme ilmastoa ja kutistaessamme biosfäärin murto-osaan siitä, mitä se oli lajimme syntyessä ja kehittyessä, saatamme hyvinkin viedä tapamme ja taipumuksemme muillekin planeetoille. Kuvaan tulevat ensimmäisenä Marsin ja Kuun kaupungit ja teollisuuslaitokset asteroidien malmi- ja mineraalilouhoksilla. Samaan aikaan alkaa teollisen avaruusturismin aikakausi yritysten rakentaessa hotelleja ja lopulta pysyvää asutusta planeettamme kiertoradalle. Hiljalleen avaruusasemia valmistuu Aurinkokuntamme muidenkin kappaleiden kiertoradoille — tutkijat ovat jopa esittäneet mahdollisuuden rakentaa siirtokunta avaruushisseineen kääpiöplaneetta Ceresin kiertoradalle. Vaikka ensimmäiset siirtokunnat rakennetaankin oikeudelliseen tyhjiöön, ne tuskin jäävät vaille omia oikeusjärjestelmiään ja sopimuksia, joilla taataan edes joitakin inhimillisen elämän perusasioita. Dystooppisilta piirteiltä tuskin kuitenkaan voidaan täysin välttyä.

On yksi asia perustaa siirtokunta toiselle oman aurinkokuntamme planeetalle ja kokonaan toinen tehdä siitä omavarainen. Se edellyttäisi toimivan biosfäärikokonaisuuden siirtämistä aluksi avaruusalukseen ja lopulta toisen planeetan pinnalle siten, että sen vuorovaikutukset pitäisivät järjestelmän terveenä, kestävänä ja resistenttinä uusille olosuhteille. Sellaiseen ei olla kyetty vielä edes oman planeettamme pinnalla, jossa hengitysilma, lämpötila, säteilyolosuhteet ja muut kriittiset tekijät ovat suotuisia planeettamme biologisille organismeille, eikä paineistettuja suojakapseleita tarvita tappavassa ympäristössä selviämiseen. Asia saa aivan uudet mittasuhteet, jos ajattelemme toista tähteä kiertävän planeetan kolonisointia. Näköpiirissä olevalla teknologialla, jo lähimmän tähtemme Proxima Centaurin potentiaalisesti elinkelpoisen planeetan valitseminen siirtolaisten uudeksi kodiksi vaatisi vähintään sadan ihmisen populaation lähettämisen tuhansien vuosien matkalle vailla toivoa siitä, että matkaan lähtijät itse koskaan näkisivät määränpäätään.

---

Käytännössä, kohdatessamme toisen elävän planeetan, ensimmäistä kontaktia vieraaseen elämään ei varmasti synny matkustamalla paikan päälle matkustusprojektin keston ja muiden valtavien vaatimusten vuoksi. Sen sijaan, havaitsemme luultavasti ensimmäiseksi jonkin nestemäistä vettä pinnallaan ylläpitävän planeetan kaasukehässä merkkejä kemiallisesta epätasapainosta, joka viittaa eläviin organismeihin. Sellaisia merkkejä saatettaisiin saada havaittua vaikkapa transmissiospektroskopialla — nykyisin käytössä olevalla menetelmällä, jossa tarkkaillaan miten tähden valo muuttuu sen kulkiessa planeetan kaasukehän läpi ylikulun aikana. Havainnoilla voitaisiin saada vain viitteitä biosfääristä, ja varmojen tulosten esittäminen tässä ensimmäisessä vaiheessa olisi luultavasti hyvin vaikeaa.

Seuraava askel on itse planeetan säteilyspektrin tutkiminen, johon vaaditaan suoraa kuvaamista lähitulevaisuuden maanpäällisillä jättiläisteleskoopeilla tai uusilla avaruusteleskoopeilla. Silloin voisi olla mahdollista havaita kompleksisia molekyylejä planeetan kaasukehästä kertomassa siitä, että pelkät elottomat kemialliset reaktiot eivät riitä selittämään planeetan kaasukehän kemiaa. Tässä vaiheessa tutkijat luultavasti jo itsekin uskaltaisivat arvella julkisuudessa löytäneensä elävän planeetan eivätkä vain planeettaa, jonka olosuhteissa elämän esiintyminen on mahdollista.

Sen jälkeen vuosikymmeniin ei luultavasti tapahtuisi juuri mitään. Planeetasta, sen olosuhteista ja elämästä saataisiin pieniä tiedon murusia jatkuvalla syötöllä mutta elävien organismien itsensä tarkkailuun ei olisi mitään mahdollisuuksia pitkiin aikoihin. Uusia vastaavia planeettoja saattaisi myös löytyä mutta niistä olisi mahdotonta saada sen tarkempaa tietoa. Paras, mihin pystyisimme, olisi mikroskooppisten robottiluotainten ohilentolaivueiden lähettäminen matkaan ja niiden tekemien havaintojen vastaanottaminen, kun luotaimet vuosikymmeniä myöhemmin lähettävät ensimmäiset havaintonsa radiovastaanottimiimme. Se tarkoittaisi tähtienvälisen avaruuden valloittamisen ensiaskelta mutta antaisi suuntaviitat myös tulevaisuudelle. Luultavasti kestää vielä satoja vuosia ennen kuin rohkenemme edes vakavasti harkita ihmisten lähettämistä tähtienväliselle matkalle. Sillä aikaa robottiluotaimemme tutkivat Aurinkokunnan joka kolkan ja suorittavat ensimmäisiä karkeita tutkimuksia myös lähitähtien järjestelmissä aivan kuin ne nyt tekevät esimerkiksi Marsin pinnalla.

Mutta kun ihmissiirtolaisten lähettäminen tähtiin alkaa, tuskin kukaan voi ennustaa mitä siitä seuraa. Se on oman sivilisaatiomme yksi mahdollinen tulevaisuus, jonka saamme itse kirjoittaa haluamallamme tavalla. Ehkäpä tieteiskirjailijat ovat osuneet kuvauksissaan oikeaan. Tai ehkä eivät. On syytä kuitenkin toivoa, että olemme ottaneet opiksi kolonialismin omalla planeetallamme aiheuttamasta tuhosta ja kärsimyksestä, emmekä päädy vain toistamaan historiamme virheitä. Toisaalta, jos historia meille jotain opettaa, niin sen, että emme lajina opi historiastamme yhtään mitään.

---

Matka tähtitieteen rajamaille

31.5.2022 klo 16.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Jotkut henkilökohtaiset valinnat ovat merkityksellisiä, toiset eivät. Tietämättä lainkaan mitä haluaa tehdä, kun kasvaa isoksi, on yksi mahdollisuus vain viivyttää kaikkia valintoja ja prokrastinoida, sekä mennä sieltä, missä aita on matalin. Kukaan ei onnekseni koskaan vaatinut minua tekemään päätöksiä siitä, minkälaiselle uralle suuntautuisin työelämässä. Kukaan ei edes puhunut työstä, uravalinnoista, tai siitä, miten aikuisiässä lähes jokainen on pakotettu kamppailemaan palkkarengin roolissa henkensä pitimiksi. Olin suojattuna perinteisessä ydinperheessä, jossa minua kannustettiin tekemään juuri sitä, mitä halusin. En vain halunnut ainuttakaan ammattia, koska ei tiennyt ainuttakaan kiinnostavaa työtä. Niinpä menin lukioon muiden mukana tietämättä edes vaihtoehdoista. Samalla luin kaiken kiinnostavan populaaritieteen, mitä käsiini sain pienestä espoolaisesta kirjastosta, joka on epäilemättä nykyajan näköalattomassa ilmapiirissä lakkautettu tai ainakin lakkautusuhan alla.

En tajunnut koskaan edes sitä yhteiskunnallemme normatiivista ajatusmallia, jonka mukaan kaikilla on oltava jonkinlainen ura, jonka vuoksi on uhrattava kaikki ihmiselle luontaisesti tärkeä. En tajunnut, että sen uran tarkoituksena on määrittää ihmisten paikka yhteiskunnassa ja toimia käyntikorttina, joka kertoo ihmisestä kaiken tarpeellisen, mitä hänestä tarvitsee tietää. En tajunnut myöskään rahan tavoittelun roolia pitämässä ihmisiä kurissa, estämässä heitä vaatimasta parempaa yhteiskuntaa. En tajunnut mikä merkitys yleisellä narratiivilla työnteon merkityksestä on siinä, että ihmiset tavoittelevat aina vain suurempia rahallisia palkintoja oman terveytensä kustannuksella kieltäen itseltään jopa mahdollisuuden levätä. Samalla he ampuvat itseään jalkaan, koska kiireiseillä ihmisillä ei ole mahdollisuutta osallistua aktiivisesti yhteiskunnan parantamiseen. He uurastavat aina vain kovemmin saadakseen pienempiä palkintoja. Se kaikki oli minulle samantekevää, koska ajatukset työstä, urasta tai rahan hankkimisesta eivät sopineet päähäni miltään osin. Siihen maailman aikaan 1990-luvulla espoolaiset teinit eivät ajatelleet eivätkä olleet poliittisesti aktiivisia, vaan toteuttivat itseään vailla huolta huomisesta.

Jälkikäteen katsottuna huomaan ymmärtäneeni jotakin isoisäni saatua lunta katolleen ja vaivuttua heikentyneen fyysisen kunnon myötä vanhuuden huomaan. Muistan hänen sanoneen, miten ”sitä tietää tulleensa vanhaksi, kun ei jaksa enää tehdä työtä”. Lausahdus jäi mieleeni, koska siinä oli jotakin minulle vierasta. Aivan kuin työ ja toimeliaisuus olisivat ihmistä määrittäviä tekijöitä, joita vailla sitä on enää pelkkä vaivainen vanhus. Isoisäni oli tietenkin aikansa lapsi ja hänelle työ varmasti olikin ihmiselämää määrittävä tekijä mutta miksi niin pitäisi olla edelleenkin, kun koneemme tekevät tunnissa saman työn, johon ruumiillisen työn tekijältä aiemmin kului kuukausi? Ja ennen kaikkea, miksi työn tulisi kertoa tekijästään?

Niinpä jätin työn ja uran tavoittelun muille ja keskityin muuhun. En kuitenkaan lukio-opintoihin, jotka tuntuivat vaivattomilta ja osaksi epäkiinnostavilta ja onnistuin luovimaan koko koulutusasteen läpi tekemättä juuri mitään opintojeni eteen. Vuonna 1996 kiinnostukseni tähtitieteeseen kuitenkin heräsi täysin odottamattomalla tavalla. Luin Helsingin Sanomien kuukausiliitteen artikkelin juuri havaituista eksoplaneetoista kiertämässä lähitähtiä ja herätin suureksi osaksi vailla kohdetta olleen orastavan kiinnostukseni tieteeseen. Muistan valtaisan pettymyksen tunteen, kun riensin lukemaan lisätietoja eksoplaneetoista huomatakseni vain, että niistä ei kirjoitettu missään. Vasta ensimmäiset planeetat oli havaittu, joten niiden olemassaolo ei ollut varsinaisesti voinut ehtiä yhteenkään oppikirjaan tai populaaritekstiin. Tiedonjanoni sai odottaa juotavaa.

---

Tiedonjano on hirvittävä peto. Se on ajanut tutkijat tekemään mahdottomasta mahdollista, saanut tutkimusmatkailijat vaarantamaan henkensä matkoillaan maailman ääriin ja pakottanut lukemattomat akateemisen maailman merkkihenkilöt puskemaan läpi harmaan kiven heidän haaliessaan tietoa kiinnostuksensa kohteista. Petoa ei voi kahlita. Se ajaa ennemmin uhrinsa hulluksi kuin kesyyntyy. Ja aina, kun tiedonjanoinen onnistuu oppimaan osittaisen vastauksen tärkeään tieteelliseen kysymykseen, hän saa selville kaksi muuta aivan yhtä tärkeää kysymystä vailla vastausta.

Kuinka monta planeettaa galaksissamme on? Kuinka moni niistä on olosuhteiltaan lauhkea ja miellyttävä kuten Maa? Kuinka monen pinnalla virtaa nestemäinen vesi? Kuinka monen geokemialliset prosessit ovat synnyttäneet eläviä organismeja? Vielä 1990-luvulla emme osanneet antaa minkään tarkkuuden vastausta yhteenkään näistä kysymyksistä. Vaikka ensimmäinen eksoplaneettalöytö olikin tehty jo vuonna 1988, se pysyi verrattaen tuntemattomana, koska vain harva astronomi uskoi löydön olleen oikea. Havaintovirheiden mahdollisuus on tietenkin aina olemassa mutta paradigmaa muuttavan löydön kohdalla on syytä noudattaa erityistä varovaisuutta. Edellinen varmennettu planeettalöytö oli kuitenkin tehty jo yli puoli vuosisataa sitten vuonna 1930, kun Clyde Tombaugh onnistui havaitsemaan ensi kertaa Pluton melkoisen sattuman kautta. Sen jälkeen Peter van de Kampin epäonninen Barnardin tähden saaga vei uskon siihen, että planettoja voitaisiin löytää lisää ja vain harva suostui uhraamaan uransa yrittämällä. Yksi heistä oli Bruce Campbell, joka teki havainnon planeetasta Gamma Cephei A b ja vaikka tulos ei varsinaisesti auttanut häntä urallaan, se kuitenkin auttoi eksoplaneettojen aikakauden alkuun.

Näemme näkymättömän

Taivaan tähdet ovat varmasti omien planeettakuntiensa keskuksia mutta emme voi saavuttaa niistä koskaan minkäänlaista tietoa. Kuka muka kykenisi havaitsemaan pienen kivenmurikan valtaisan, kuumana hehkuvan plasmapallon vierestä, valovuosien päästä meistä? Vaikka varhaiset kopernikaanisen mullistuksen tieteilijät jo ymmärsivätkin taivaan tähtien olevan toisia aurinkoja, he tuskin osasivat visioida keinoja tutkia niitä aikakauden tiedoilla fysiikasta ja erityisesti astrofysiikasta. Giordano Bruno, 1500-luvun italialainen munkki ja taivaan järjestyksestä kiinnostunut filosofi, ainakin omaksui aurinkokeskeisen kosmologisen mallin nopeasti ja esitti muiden taivaan tähtien olevan samanlaisia omien maailmankaikkeuksiensa keskuksia kuin Aurinkokin. Bruno teki yleistyksen yhden ainoan esimerkin perusteella, ja se sattui osumaan oikeaan. Hän valitettavasti suoriutui heikommin muun ajattelunsa kommunikoinnissa ja poltettiin elävältä inkvisition liekeissä kerettiläisyytensä vuoksi. Brunon ajatus jätti kuitenkin jälkensä kirjallisuuteen ja tuleviin tutkijasukupolviin.

Historiallisesti tähdet ovat olleet vain taivaan kiinteitä valopilkkuja, joiden suhteen vaikkapa planeettojen liikettä on kätevää määrittää. Planeetat vaeltavat taivaalla suhteessa kiinteään taustataivaaseen ja sen tähtiin, joten tähdet ja planeetat erotettiin toisistaan jo varhain ihmissivilisaation historiassa. Tähdet loistavat vain valopisteinä — jotkut kirkkaampina, toiset himmeämpinä — ja niistä oli pitkään täysin mahdotonta saada juuri mitään tietoa. Vasta 1800-luvun tieteelliset innovaatiot, kuten spektriviivojen havaitseminen ja valokuvauksen keksiminen, auttoivat selvittämään tähtien saloja.

Planeetat eivät loista valoa, koska niiden sisuksissa energiaa muodostuu vain vähän ja sekin heikoissa prosesseissa, kuten radioaktiivisessa hajoamisessa tai kaasuvaipan aineen differentioitumisessa kerroksiksi. Tähdissä taas keveät vety-ytimet, eli protonit, yhtyvät toisiinsa ja muodostavat heliumiksi kutsutun kokonaisuuden, joka on sen muodostumiseen tarvittavia protoneita keveämpi. Massan erotus muuttuu tähdissä energiaksi suoraan Albert Einsteinin kuuluisimman yhtälön mukaisesti. Ydinfuusioksi kutsuttu prosessi on niin energeettinen, että tähdet on helppoa nähdä jopa kymmenien tai satojen valovuosien etäisyydeltä paljain silmin, vaikka vain osa säteilystä vapautuu näkyvänä valona. Tähden valoa havaitsemalla taas on hyvin vaikeaa saada selville onko sen kiertoradoilla pienempiä planeetoiksi luokiteltavia kappaleita. Tähtitieteilijät kuitenkin keksivät vuosikymmenten saatossa keinoja tutkia planeettojen vaikutusta tähdestä havaintolaitteisiimme saapuvaan valoon.

---

Turun yliopiston kampukselle vievien portaiden päässä kuuluu kaiuttimesta maailmankaikkeuden taustasäteilyn kohinaa. Tai ainakin kuului. Kiivettyäni ensi kertaa tiedon portaat hämmennyksen ja uteliaisuuden valtaamana, saavuin maailmaan, joka teki vaikutuksen niin viisaudellaan ja osaamisellaan kuin kaoottisuudellaan ja välinpitämättömyydelläänkin. Kaikki tuntuivat olevan kiireisiä akateemisissa puuhissaan, opettaen, oppien tai tutkien. Samalla kukaan ei ollut kiinnostunut yksittäisen opiskelijan suoriutumisesta tai välittänyt siitä saiko hän suoritettua kursseja aikataulun mukaisesti. Vuonna 1998 sellaista aikataulua ei edes ollut — tai ainakaan en ollut aikatauluista tietoinen, koska kukaan ei tullut kertomaan, enkä tietenkään osannut kysyä. Yliopisto tuntui omituiselta, vieraalta maailmalta, johon totuttelu otti aikansa. Oli tarkoitus opiskella, istua luennoilla kuunnellen parrakkaiden setien horinoita ja suorittaa tenttejä saadakseen kurssisuorituksia opintorekisteriin. Se kaikki tuntui hämmentävältä, koska kukaan ei varsinaisesti neuvonut mille kursseille kannattaisi osallistua tai mikä oli tärkeää ja mikä ei. Huomaan ajoittain itsessäni edelleen sen saman hämmennyksen akateemisen maailman kaoottisissa pyörteissä.

Opiskelin lähinnä mitä halusin ja hiljalleen sitten vain luovuin epäkiinnostavista sivuaineista, kuten tietojenkäsittely ja kemia. Fysiikassa en jaksanut perehtyä materiaalitieteeseen tai kvanttioptiikkaan enkä ollut kiinnostunut elektroniikasta tai muustakaan laitteiden rakentamisesta. Minua kiinnostivat matematiikka, tilastolliset data-analyysimenetelmät, eksoplaneetat ja astrobiologia. En kuitenkaan kokenut oppivani kuin vain joitakin hyödyllisenä pitämiäni asioita tilastollisista menetelmistä — aihealue oli hylätty yhteiskuntatieteellisen tiedekunnan huoleksi ja luonnontieteissä oli vaihtoehtona vain käydä yksi kurssi ja oppia loput itse. Kiinnostuin nopeasti aikasarjojen analysoinnista — siinä menetelmäpuolta oli laiminlyöty jo vuosien ajan ja viimeiset edistysaskeleet juonsivat juurensa 1970- ja 80-luvuille. Innovaatioksi riitti soveltaa 1950-luvun ajatuksia ja hyödyntää prosessissa tuoreita edistysaskeleita laskentakapasiteetissa. Niinpä ajauduin, kuin vahingossa, tutkimaan eksoplaneettoja, niiden syntyä ja havaitsemista, sekä ominaisuuksia. Ohjausta ei juurikaan ollut saatavilla mutta se ei estänyt opiskelua, vaan vain työpaikan saannin. Vuosituhannen vaihteessa ja sen jälkeisinä vuosina Suomessa ei ollut ainuttakaan eksoplaneetoista kiinnostunutta tutkijaa. Tai ei ainakaan sellaista, joka olisi tehnyt alalla aktiivisesti tutkimusta.

---

Muualla oli toisin. Vastaväitelleet, historian painolastia pelkäämättömät nuoret tutkijat olivat koko 1980-luvun pohtineet keinoja tehdä näkymättömästä näkyvää rakentaen havaintoinstrumentteja ja suunnitellen eksoplaneettojen havaitsemista olemassaolevilla teleskoopeilla. Doppler-ilmiöön perustuva spektroskooppinen havaintomenetelmä oli saamassa tuulta purjeisiinsa tutkijoiden kehittäessä tarkempia menetelmiä mitata spektriviivojen paikkoja suhteessa valitsemiinsa mittatikkuihin. Paul Butler käynnisti vuonna 1987 yhdessä Geoffrey Marcyn kanssa Lick-Carnegien eksoplaneettojen havaintoprojektin, joka on pisimpään käynnissä ollut moderni eksoplaneettojen havaintokampanja. Alaa vain haittasivat alkukankeudet, koska valtaosa tähtitieteen tutkijoista piti eksoplaneettojen etsintää ajan hukkana. Harva ajatteli sen olevan mahdollista 1980-luvun lopun havaintolaitteilla.

Taustalla oli perusteeton näkemys Aurinkokunnasta tyypillisenä planeettakuntana. Tähtiä lähellä kiertävien kiviplaneettojen havaitseminen olisi ollut täysin mahdotonta niiden pienen massan vuoksi ja jättiläisplaneettojen havaitseminen olisi vaatinut vuosikymmeniä kestävän havaintokampanjan niiden pitkien kiertoaikojen takia. On tavallaan ymmärrettävää, että tutkijatkin sortuvat tekemään yleistyksiä pohjautuen vain yhteen esimerkkitapaukseen mutta samalla jälkikäteen ilmiselvät ajattelun vääristymät tuntuvat uskomattomilta. Silti, jokaisella tutkijasukupolvella on omat ennakko-oletuksensa, joiden kyseenalaistaminen etenee vain hyvin hitaasti, koska niiden olemassaoloa ei tiedosteta. Kaikeksi onneksi jotkut 1900-luvun alkupuoliskon tähtitieteilijät ymmärsivät yhden esimerkin perusteella tehtyjen ekstrapolointien vaarat. Otto Struve oli yksi heistä todeten, että ei ole mitään syytä olettaa ettei muissa planeettakunnissa olisi massiivisia kaasuplaneettoja kiertoradoilla lähellä tähtiä. Struven syyt spekuloida asialla olivat pragmaattiset — hän ymmärsi Doppler-spektroskopian mahdollistavan jättiläisplaneettojen havainnoinnin vain, jos niiden radat olisivat lyhyitä.

Doppler-spektroskopian ajatus on periaatteeltaan hyvin yksinkertainen. Koska planeettoja oli mahdotonta havaita suoraan niiden himmeyden vuoksi, oli tyydyttävä havaitsemaan planeettojen vaikutusta tähdistä havaintolaitteisiimme saapuvaan valoon. Gravitaatiovoima ja Johannes Keplerin keksimät liikelait tarjosivatkin siihen keinonsa. Tähti ja planeetta nimittäin kiertävät yhteisen massakeskipisteensä ympäri, ja vaikka planeetta on aina massaltaan valtavasti tähteä pienempi, sen vetovoima saa tähdenkin heilahtelemaan mitättömältä tuntuvan määrän avaruudessa. Järjestelmän massakeskipiste on tyypillisesti tähden pinnan sisäpuolella mutta sittenkin heilahtelulla on havaittavia vaikutuksia Christian Dopplerin mukaan nimetyn fysikaalisen ilmiön vuoksi. Doppler havaitsi, että aaltoliikkeen lähteen liikkuessa meitä kohti sen taajuus näyttää kasvavan, kun taas sen liikkuessa meistä pois päin taajuus näyttää pienenevän. Tähtien tapauksessa valo on sellaista aaltoliikettä ja taajuuden muutokset vastaavat säteilyn värin hiuksenhienoja muutoksia sinisemmäksi tai punaisemmaksi. Tarvittiin vain jokin tapa mitata tarkasti tapahtuvia muutoksia planeetan kiertäessä tähteä ja planeetan ominaisuuksien määrittäminen tuli mahdolliseksi.

---

Vastavalmistuneena maisterina olin vuonna 2004 samanaikaisesti täynnä intoa ja hämmennystä. Mitä minun nyt olisi tarkoitus tehdä? Halusin jatkaa opintojani ja ryhtyä kirjoittamaan väitöskirjaa mutta minkäänlaista tapaa rahoittaa tutkimusta ei ollut näköpiirissä. Pohjimmiltaan kyse oli edelleenkin vain siitä, etten tiennyt mitä haluaisin tehdä, kun kasvan isoksi, joten kieltäydyin ajattelemasta asiaa ja jatkoin opiskelua. Ryhdyin jatko-opiskelijaksi siitäkin huolimatta, että se teki vaikkapa työttömyyskorvauksen saannista mahdotonta tilanteessa, jossa nuorelle tähtitieteilijälle ei ollut olemassa minkäänlaista työpaikkaa ja jatko-opiskelijan katsottiin ”työllistyvän omassa työssään”. Aivan kuin kirjautuminen opiskelijaksi saisi ihmisen elämään pelkällä pyhällä hengellä. En kuitenkaan osannut asettaa tilannetta laajempaan poliittiseen kontekstiinsa, jossa sosiaaliturvajärjestelmästä on tehty väline kontrolloida huono-osaisten ihmisten elämää — se on järjestelmä, jonka ei ole tarkoituskaan antaa vain taloudellista turvaa. Minutkin pakotettiin töihin, joista en nauttinut ja joissa en ollut parhaimmillani. Sain raavittua elantoni satunnaisista opettajan sijaisuuksista ylä- ja toisella asteella ja tarjoamalla rahaa vastaan yksityisopetusta hyväosaisemman väen jälkikasvulle. Opiskelun etenemistä tilanne tietenkin vain hidasti ja vaikeutti.

Olin kaikesta huolimatta jo ollut valtavan onnekas. Olin saanut (likimain) maksuttoman koulutuksen johtaen aina korkeakoulututkintoon ja opiskeluani oli vieläpä tuettu taloudellisesti valtion toimesta. Miljoonilta minua älykkäämmiltä ihmisiltä puuttuu sama mahdollisuus mutta siivosin sen ajatuksen mielestäni kiusallisena maton alle. Kyllähän ihmisen kohtalo on aina hänen omissa käsissään, kun kerran valtavirtapoliitikot niin sanoivat. Paitsi silloin, kun ei ole. Vuoden 2006 puolella tutkimusrahoitusta oli edelleen mahdotonta saada, koska kiinnostukseni aihe oli eksoplaneetat ja niiden havaitseminen — sillä alalla ei Suomessa ollut edelleenkään ainuttakaan ammattitutkijaa, eikä tähtitieteen arvostus varsinaisesti näkynyt muutoinkaan alan resursseissa. Ilman rtutkimusyhmää ja käytännössä jopa ohjausta olin akateemisen maailman heittopussi, itsenäisesti opiskeleva haihattelija, jonka mahdollisuudet uraan tai edes palkkaan olivat haihtuneet ilmaan jo ennen kuin ehdin tavata kiinnostukseni kohteena olevan eksoplaneetan koordinaatteja.

Tilanteeni muuttui, kun sain vihdoin vuoden 2006 syksyllä mahdollisuuden palkalliseen työskentelyyn tutkijana. Se tosin tarkoitti alan vaihtoa — ryhdyin Suomen ympäristökeskuksen tutkijana mallintamaan maaperän hiilikiertoa ja sitä, mitä vaikutuksia sillä on ilmastonmuutokseen. Verrattaen turvallisessa määräaikaisessa palkkatyössä saatoin suorittaa tohtoriopintoni kohtuullisen nopeassa tahdissa loppuun asti ja kirjoitin väitöskirjan valmiiksi alle neljässä vuodessa vapaa-ajallani julkaisemieni kahden tähtitieteen artikkelin turvin. Aiheena oli sovellettu matematiikka ja useasta erilaisesta lähteestä saatujen havaintojen yhdistämisen informaatiosisältö ja koherentti mallintaminen.

Tutkijanurani ei lopultakaan jatkunut ympäristötieteiden parissa kuin vain muutaman tuotteliaan vuoden verran. Olin mukana kirjoittamassa yhteensä noin pariakymmentä tieteellistä artikkelia maaperän hiilen dynamiikasta ja biokemiasta, kun sain mahdollisuuden palata tähtitieteen pariin. Hertfordshiren yliopiston tutkija David Pinfield oli nähnyt kaksi vuonna 2009 eksoplaneetoista ja niiden havaitsemisesta julkaisemaani paperia ja otti minuun yhteyttä mainostaen sitä, miten hänellä oli tarjolla projektirahoitusta eksoplaneettatutkimuksen parissa tehtävään tutkimukseen Englannissa. Hain paikkaa ja allekirjoitin työsopimuksen joulukuussa vuonna 2010. En edes välittänyt siitä, että tohtoriopinnot päättävä väitöstilaisuus oli jäänyt järjestämättä pakatessani laukkuni ja muuttaessani läntisen Euroopan kulttuurin ja tieteen pääkaupungin, Lontoon, pohjoispuolella sijaitsevaan St. Albansin kliseiseen englantilaiseen pikkukaupunkiin.

Eksoplaneetat ja paradigman muutos

Bruce Campbellin ja Gamma Cephei A:n jälkeen, heti seuraavana vuonna 1989, David Lathamin johtama tutkimusryhmä raportoi uudesta mielenkiintoisesta kohteesta kiertämässä tähteä HD 114762. artikkelissaan tutkijat kuvasivat uutta pienimassaista kappaletta ruskeaksi kääpiöksi, koska sen noin 11 Jupiterin minimimassa tarkoitti, että kappale kykeni deuteriumin fuusioon ytimessään melko suurella todennäköisyydellä. Tämä tutkijoiden ”näkymättömäksi kumppaniksi” kutsuma kohde, HD 114762 b, havaittiin Gamma Cephei b:n tapaan Doppler spektroskopialla, joka paljasti sen 84 päivän kiertoajan tähtensä ympäri vastaansanomattomalla tavalla. Kyse oli merkittävästä löydöstä, vaikka olikin täysin mahdotonta sanoa oliko kohde planeetta vai pienimassainen kääpiötähti. Esimerkiksi ruskeita kääpiöitä, tai kandidaatteja sellaisiksi, tunnetttiin tuolloin vain kourallinen, joten minkä tahansa tyypillistä punaista kääpiötähteä pienemmän kappaleen havainto Aurinkokunnan ulkopuolella oli merkittävä. Vaikka kohde vuosikymmeniä myöhemmin paljastui Gaia -avaruusteleskoopin havaintojen myötä juuri punaiseksi kääpiötähdeksi, se herätti 1980-luvulla tähtitieteilijöiden keskuudessa toivoa siitä, että massaltaan planeetoiksi luokiteltavien kappaleiden vetovoimavaikutus olisi mahdollista havaita lähitulevaisuudessa.

Doppler-spektroskopiassa vaikeutena on saada mitattua Dopplerin ilmiöstä aiheutuva tähden näennäisen värin punertuminen tai sinertyminen, kun se liikkuu planeettakuntansa yhteisen massakeskipisteen ympäri. Tarvitaan joitakin tähden valossa tietyillä aalonpituuksilla olevia kiintopisteitä, jotta voimme verrata niiden siirtymää suhteessa laboratoriossa havaittuun spektriin. Kaikeksi onneksi sopivia kiintopisteitä on runsaasti. Tähtien uloimman kaasukehän alkuaineet suodattavat pois ne aallonpituudet, joilla atomit virittyvät korkeampiin energiatiloihin. Silloin näyttää siltä, kuin säteilyspektri olisi tummien viivojen täyttämä. Nämä tummat viivat ovat siis vain aallonpituuksia, joilla havaintolaitteisiimme saapuu vähemmän valoa, joten riittää, kun tarkastellaan viivojen paikan siirtymistä kohti spektrin punaista tai sinistä päätä. Sittenkin tehtävä on hankala — spektriviivojen paikka siirtyy vain joitakin viivan leveyden tuhannesosia, joka on vähemmän kuin havaintolaitteen pikselin koko, joten on havaittava samanaikaisesti satoja viivoja ja laskettava niiden keskimääräistä siirtymää, jolloin saavutetaan havaintoon vaadittava tarkkuus. Oleellista on käytettävän spektrografin erotuskyky, eli se, kuinka monta digitaalikameran pikseliä rekisteröi yksittäisen spektriviivan muodon ja paikan.

Lickin observatorion 3.0 metrin Shane -teleskooppiin asennettiinkin sopiva spektrografi vuonna 1987, kun Butler ja Marcy aloittivat vuosikymmenten mittaisen eksoplaneettojen havaintoprojektinsa. He vertasivat spektriviivojen paikkoja laboratoriossa havaittuihin referenssiviivoihin, jotka tuotettiin jodikaasulla täytetyn suodattimen avulla. Jodi on tarkoitukseen mainio aine esiintyessään molekyylimuodossaan harvana kaasuna. Sen spektrissä on 500 ja 700 nanometrin aallonpituuksien välillä kymmeniätuhansia teräviä spektriviivoja, jotka tarjoavat mainion luonnollisen mitta-asteikon tähtien valon Doppler siirtymän mittaamiseen tarkasti. Jodin ansiosta tutkijat saavuttivat 1990-luvulle tultaessa kyvyn mitata tähtien nopeuden muutoksia hämmästyttävällä 3 m/s tarkkuudella, minkä tiedettiin riittävän eksoplaneettojen vaikutuksen havaitsemiseen. Esimerkiksi Jupiterin vetovoima saa Auringon liikkeen heilahtelemaan amplitudilla 13 m/s, joten Butler ja Marcy tiesivät kykenevänsä havaitsemaan jupiterinkaltaisia kaasujättiläisiä. Enää piti vain odottaa — planeetan rataparametrit voidaan määreittä luotettavasti vasta, kun tähden liikettä on havaittu ainakin yhden ratakierroksen verran. Jupiterin tapauksessa tarvitaan havaintoja yli kymmenen vuoden ajalta.

---

Englannissa eteeni avautui uusi maailma. Akatemia näyttäytyi edelleen vieraana paikkana mutta avokonttorit, joissa kourallinen vastaväitelleitä tutkijoita näppäili omassa loosissaan omiaan päivästä ja viikosta toiseen tuntui lähinnä huonolta vitsiltä. Olosuhteista huolimatta kirjoitin kolmen vuoden aikana viitisentoista artikkelia erilaisista eksoplaneettoihin liittyvistä aiheista, niiden havaitsemisesta, havaintojen käsittelystä, ja uusista löydöistä. Heti ensi kuukausina julkaisin erään artikkelin, joka herätti merkittävää kansainvälistä huomiota. Omanlaisensa episodi käynnistyi, kun Paul Butlerin pitkäaikainen kollega, Shane -teleskoopin spektrografin suunnittelija ja kokenut tutkija Steven Vogt julkaisi vuoden 2010 lopussa artikkelin uudesta merkittävästä planeettalöydöstä tähden Gliese 581 kiertoradalla. Planeettojen määrän laskeminen tähden kiertoradalla ei kuitenkaan ole alkuunkaan yksinkertaista, joten halusin varmistaa tulosten olevan oikein. Vogt tutkimusryhmineen oli väittänyt planeetan GJ 581 g olevan pieni kiviplaneetta tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä, joten heidän julkaisunsa sai luonnollisesti runsaasti huomiota kautta globaalin mediakentän. Heitin omassa julkaisussani vuoden 2011 alussa planeetan kuvainnollisen jättiläisrekan alle ja kerroin sen olevan puutteellisten havaintojen mallinnuksen aiheuttama artefakti ja siten virhetulkinta.

Sainkin pian sähköpostia Vogtilta, joka oli kiusaantunut tuloksistani mutta vaikuttunut käyttämistäni data-analyysin menetelmistä. Aloitimme yhteistyön jo samana vuonna ja sain runsaasti uusia kontakteja eksoplaneettojen etsijöihin Yhdysvalloista Australiaan ja Chilestä Saksaan. Parasta oli kuitenkin se, että sain pääsyn koko Lick-Carnegie eksoplaneettaprojektin havaintomateriaaliin. Laskentamenetelmien osaaminen kohtasi havaitsemisen asiantuntijuuden. Saatoin vain ilmaista kiinnostukseni joihinkin tiettyihin lähitähtiin, ja hetkessä käsissäni olivat likimain kaikki niistä tehdyt havainnot viimeisen parinkymmenen vuoden ajalta. Näin ensi kertaa useiden planeettojen olemassaolon mutta samalla turhauduin tieteellisen vertaisarvioinnin ongelmien ja rahoitusvaikeuksien suossa. Eksoplaneettatutkimus oli valtavassa nosteessa, ja ala oli yksi kovimpia tutkijoiden välisen kilpailun areenoita. Rahoituksen saaminen oli kiven alla. Kukapa ei haluaisi löytää uusia maailmoja.

---

Kuultuaan Michel Mayorin ja Didier Quelozin tekemästä havainnosta, planeetasta 51 Pegasi b, jolla herrat ansaitsivat Nobelin palkinnon vuosia myöhemmin, Paul Butler ryhtyi ottamaan välittömästi yhteyttä kollegoihinsa. Hän tarvitsi kaiken laskentakapasiteetin, jokaisen mahdollisen tietokoneen, joka oli saatavilla. Auringonkaltainen lähitähti 51 Pegasi oli ollut myös Lickin observatorion havaintoluettelossa jo vuodesta 1987 ja sen spektrejä oli vuosien saatossa kertynyt jo kymmeniä. Niitä ei vain oltu vielä prosessoitu, koska juuri kukaan ei ollut osannut odottaa, että kuumia Jupitereita voisi olla olemassa. Prosessointi, ja tähden liikkeen laskeminen, taas vaati runsaasti laskennallisia resursseja, joten jokainen tietokone, jonka Butler saisi valjastettua prosessointiin olisi avuksi. Tutkijoiden ajatuksena oli ollut, että havaintoprojektin tarkkuus riitti havaitsemaan jupiterinkaltaisia planeettoja toisten tähtien kiertoradoilla mutta havaintojen prosessoinnilla ei ollut kiire, koska tarvittiin yli kymmenen vuoden havaintojakso, jotta mitään voitaisiin nähdä. Tai niin tutkijat ainakin ajattelivat, koska arvelivat Jupiterin olevan malliesimerkki muita tähtiä kiertävistä havaittavissa olevista planeetoista. Otto Struven spekulaatiot vuosikymmenten takaa olivat unohtuneet tyystin.

Paul Butlerin tapauksessa ennakko-oletukset kaasuplaneettojen sijainnista kaukana tähdistään maksoivat luultavasti laajaa huomiota saaneen ensimmäisen varmennetun eksoplaneettalöydön auringonkaltaisen tähden kiertolaisena. Hän ei kuitenkaan omien sanojensa mukaan kokenut pettyneensä kovinkaan voimakkaasti. Lick-Carnegien eksoplaneettaprojekti nimittäin kantoi runsain mitoin hedelmää Butlerin ryhmineen varmennettua nopeassa tahdissa 15 Pegasi b:n havainnon ja raportoitua kourallisen muitakin jättiläisplaneettoja. Nykypäivään mennessä havaintoja on kertynyt jo useita satoja, ja niiden ansiosta eksoplaneettojen aikakausi polkaistiin toden teolla käyntiin 1990-luvun loppupuoliskolla. Nyt havaitsemme jo rutiininomaisesti jupiterinkaltaisia planeettoja lähitähtien kiertolaisina, aivan kuten Butler ja Marcy alkujaan suunnittelivatkin. Luonto vain näytti, että sen tutkiminen tuottaa aina tuloksia, joita on hankalaa tai jopa mahdotonta ennustaa.

Uusi aika

Se hetki, kun onnistuu identifioimaan eksoplaneetan signaalin kohinaisista havainnoista on merkittävä. Kun tilastollinen varmuus signaalista ylittää valitut raja-arvot, ja kun vaihtoehtoiset selitykset onnistutaan eliminoimaan, voidaan ryhtyä tarkastelemaan minkälaista planeettaa signaali vastaa. Voimme laskea planeetan radan ominaisuuksia, sen etäisyyden tähdestään ja kiertoajan, sekä määrittää — riippuen käytetystä havaintomenetelmästä — sen säteen tai massan kaltaisia fysikaalisia parametreja. Tunnemme sen kiertämän tähden ominaisuudet, joten voimme arvioida planeetan radallaan pinnalleen saamaa säteilyvuota ja määrittää sen efektiivisen lämpötilan arvioidaksemme onko sen pinnalla edellytyksiä nestemäisen veden esiintymiselle. Jos tunnemme säteen ja massan, voimme arvioida planeetan koostumusta käyttäen erilaisia fysikaalisia koostumusmalleja. Jos transmissiospektroskooppista dataa on saatavilla, voimme arvioida planeetan kaasukehän ominaisuuksia ja siten fysikaalis-kemiallisia olosuhteita sen pinnalla. Voimme arvioida onko planeetan elinkelpoisuus mahdollista ja voisiko sen olosuhteissa esiintyä eläviä organismeja. Ja kaikki tämä tieto voidaan saada havaitsematta itse planeetasta mitään muuta kuin vain sen epäsuoria vaikutuksia tähdestä havaintolaitteisiimme saapuvaan valoon.

Olemme tavallaan kulkeneet pitkän tien ensimmäisistä planeettalöydöistä muttemme sittenkään ole vielä edenneet kauaksi. Doppler spektroskopia on edelleen tärkeä havaintomenetelmä, joskin ylikulkujen havaitsemiseen soveltuvat avaruusteleskoopit ovat tuottaneet vieläkin enemmän mielenkiintoisia löytöjä. Tarkkailemme kuitenkin edelleen epäsuorasti tähtien liikettä ja käytämme Keplerin satoja vuosia vanhoja liikelakeja saadaksemme selville planeettojen ratojen ominaisuuksia. Olemme nähneet merkkejä lähes kaikkia lähitähtiä kiertävistä planeetoista mutta ne ovat edelleenkin valtaosaltaan vain tähtien havainnoista esiin kaivettua marginaalisen pientä heilahtelua, jonka tulkintana planeetta on mainio selitysmalli. Silti, siihen pienenpieneen heilahteluun pohjautuu jodenkin kiinnostavien lähitähtien tapauksessa jopa satojen tutkimusartikkelien kirjallisuus.

---

Olen ollut tieteen eturintamassa yli vuosikymmenen. Olen seissyt historian jättiläisten harteilla nähdäkseni aina silloin tällöin hiukan kauemmaksi kuin kukaan muu ennen minua. Olen samaan aikaan kiitollinen saamistani mahdollisuuksista ja pettynyt siihen, miten tiedepolitiikka on rikki. Tieni tieteen eturintamaan ei ole ollut vain mutkikas, vaan se on ollut myös täynnä ylitsepääsemättömiä esteitä, joita resursseista päättävät poliitikot ovat halunneet asettaa hidastamaan nuorten tutkijoiden kapuamista jättiläisten harteille. Minun kokemukseni tietenkin kuvastaa vain yksittäistä tapahtumasarjaa ja anekdoottia, mutta siinäkin näkyvät yhteiskunnalliset rakenteet, joista oleellisin on tapamme rahoittaa tiedettä ja sen tekemistä.

Samalla, kun olen ollut valtavan onnekas pysyttyäni tieteen eturintamassa jo puolitoista vuosikymmentä, tiedostan myös, että en ole vakiinnuttanut asemaani tutkijana siksi, että olisin poikkeuksellisen pätevä, ylivertaisen älykäs tai erinomaisen syvällisesti oppinut. Sellaisilla ominaisuuksilla on vain vähän tekemistä akateemisen uran rakentamisen kanssa. Yksi tärkeimpiä ominaisuuksia on sinnikkyys. Tutkija tai tutkijaksi haluava ei saa lannistua jatkuvista hylkäyksistä ja arvioinneista, köyhyydestä tai sen uhasta, taloudellisesta epävarmuudesta tai edes siitä, että seuraava leipä saattaa löytyä kaukaisesta maasta toiselta mantereelta. Sitäkin tärkeämpää on kuitenkin puhdas tuuri. On saatava tasaisella vauhdilla positiivisia rahoituspäätöksiä akateemisen maailman jatkuvista lottoarvonnoista, joissa päätetään kuka saa tutkimukseensa resursseja ja kuka ei. On onnistuttava tuntemaan läheisesti juuri niitä kokeneempia kollegoita, jotka onnistuvat samoissa arvonnoissa parhaiten. Ja on onnistuttava saamaan merkittäviä positiivisia tutkimustuloksia, joiden hehkuttamiseen voi perustaa seuraavat arvontakuponkinsa, joita rahoitushakemuksiksikin kutsutaan. Tieteen perustusten vahvistaminen ja aiempien tulosten huolellinen varmentaminen ja varmistaminen ei kelpaa riittäväksi meriitiksi huippujulkaisuihin ja siihen ajan haaskaaminen heikentää siksi tulevaisuuden rahoitusmahdollisuuksia merkittävästi. Koko tiedemaailma on rikki.

Tutkijana onnistuminen on alttiina akateemisen maailman puuskittaisille myötä- ja vastatuulille, jotka aiheutuvat viimekädessä vain lyhyttä aikaperspektiiviä hahmottavien poliitikkojen poukkoilevasta resurssien sormeilusta. Toisinaan halutaan päättää poliittisin perustein mikä tiede on tekemisen arvoista, mitä kutsutaan innovaatioita tuottavaksi tutkimuksen keihäänkärjeksi ja resursoidaan avokätisesti, ja mitä heitetään jatkuvasti katuojaan toistuvin stoalaisen tyyneyden sävyttämin resurssileikkauksin ja kasvavin tuotantovaatimuksin. Toisinaan taas halutaan yksioikoisesti syöstä koko akateeminen kenttä kurimukseen viemällä resursseja pois ja vetoamalla sitten yliopistojen autonomiaan siinä, mistä tieteenaloista haluavat karsia. Omille lempialoille toki saatetaan syytää resursseja ja sitten toisella kädellä leikataan hallinnosta ikiaikaisen julkisen sektorin tehostamisen nimissä, pakottaen jopa kovapalkkaiset professorit tekemään sihteerien töitä. On sanomattakin selvää, että tieteentekijöiden parhaimmiston pakottaminen pyörittämään papereita heikentää tieteenteon mahdollisuuksia mutta se on tietenkin tarkoituskin — poliitikot kyllä ymmärtävät mainiosti toimiensa seuraukset.

Voin katsoa taaksepäin ja todeta, että olen kuin ihmeen kaupalla onnistunut väistämään pahimmat karikot ja pitämään pääni pinnalla akateemisen maailman syvissä vesissä. Ainakin toistaiseksi. Mikään ei kuitenkaan takaa, että onneni jatkuisi tulevaisuudessa. Eksoplaneettatutkimus on kuitenkin etenemässä jopa Suomessa. Kevään satoa on yksi uusi maisterin tutkinto eksoplaneettatutkimuksesta ja tuloillaan on luultavasti toinenkin vielä tämän vuoden kuluessa. Seuraava tutkijasukupolvi oppii näkemään näkymättömän ja heidän silmänsä ovat entistäkin tarkemmat. Rahoituksen saaminen taas on edelleenkin likimain mahdotonta, mistä on osoituksena Suomen Akatemialle kirjoittamani hakemuksen täysi pistepotti arvioinnista ja sen jääminen vaille rahoitusta kaikesta huolimatta.

Tiedonjano saa kuitenkin jatkamaan. Haluan edelleenkin tehdä tutkimusta ja olen siinä aivan yhtä innokas kuin luettuani eksoplaneetoista, uusista maailmoista, ensimmäistä kertaa. Raha taas ei minua kiinnosta, se aiheuttaa lähinnä vain harmia mutta yhteiskunnassamme toimimiseen vaaditaan rahallisia resursseja, koska tiedettä ei edelleenkään tehdä pelkällä pyhällä hengellä ja sisäinen motivaatio ei taltuta nälkää tai kata laskuja. Valitettavasti tieteen arvostus poliittisella kentällä näkyy rahallisina resursseina huomattavasti heikommin kuin tyhjänpäiväisissä juhlapuheissa.

---

Kaaoksesta syntyneet

19.5.2022 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Synty ja kehitys

Tähdet eivät ole olleet olemassa aina, vaan ne ovat muodostuneet kauan sitten, monet useita miljardeja vuosia sitten, galaksimme kaasusta ja pölystä. Kuten planeettamme jokaisella elävällä organismilla, tähdillä on syntymä, elämä ja kuolema. Kuten elävät solut, tähdet ovat paikallisia entropiaminimeitä, rakenteita, jotka pysyvät maailmankaikkeuden aikajanalla hetken verran kasassa hyödyntämällä sopivaa energiavirtaa. Monet Maapallon elävät organismit hyödyntävät oman suunnilleen viisi miljardia vuotta vanhan tähtemme energiavirtaa ja tuottavat moninaisia muotoja, joiden tarkoituksena on vain lisääntymiskykyisten jälkeläisten tuotanto ja siten geenien selviäminen. Auringolla sellaista tarkoitusta ei ole. Se vain on, muodostaen yhden galaksimme miljardeista saarekkeista, jonka ympärillä voi esiintyä planeettoja, asteroideja ja omituisia evoluutiota kokevia biokemiallisia koneita. Ja kuten Aurinkokin, planeettakuntammekaan ei ole ollut olemassa aina, vaan se on syntynyt kosmisesta pölystä ja kaasusta ja kehittynyt nykyisenlaiseksi kaoottisessa planeettakuntien syntyprosessissa.

Jättiläisplaneettojen hierarkiset radat ja etäisyydet Auringosta eivät ole sattuman tulosta. Aurinkokunnan jättiläisten, Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen, suhteelliset etäisyydet Auringosta noudattavat likiman kokonaislukusarjaa 1, 2, 4, 6. Jos siis Jupiterin etäisyys Auringosta on yksikkönä, on planeetoista kaukaisimman, Neptunuksen, rataetäisyys noin kuusi yksikköä. Planeettojen väliset gravitaatiovuorovaikutukset ovat pyrkineet saattamaan jättiläiset radoille, joilla ne ovat pakkautuneet niin lähelle toisiaan kuin mahdollista mutta kuitenkin riittävän etäälle, jotta järjestelmä pysyy stabiilina. Muulla tavalla asia ei voisi edes olla — jos planeetat olisivat liian lähellä toisiaan, järjestelmä olisi epästabiili ja se olisi hajonnut jo kauan sitten omaan mahdottomuuteensa. Ja uuden tutkimuksen mukaan, epästabiiliuden ajanjakso todellakin mahduu järjestelmämme historiaan.

---

Jättiläisplaneettojen syntyessä, Aurinkoa ympäröivä protoplanetaarinen kaasusta ja pölystä koostuva kiekkomainen rakenne oli vielä olemassa. Auringon vartuttua tasaisesti säteileväksi plasmapalloksi sen hiukkastuuli kuitenkin puhalsi jäljelle jääneet kiekon rippeet kauas avaruuteen, estäen jättiläisplaneettoja enää kasvamasta. Planeetat kasvoivat kiekon sisällä nykyiseen kokoonsa imuroimalla vetovoimansa avulla protoplanetaarisen kiekon materiaa itseensä mutta kiekon kadottua niiden ympäristö muuttui täysin ja kasvu pysähtyi. Kaasun kadotessa planeettoja hiljalleen sisään päin radoillaan ajava kitkavoima katosi ja ne olivatkin liian lähellä toisiaan, jotta vosivat kitkan puutteessa pysyä stabiileilla radoilla. Alkoi lyhytkestoinen kaaoksen aikakausi, jonka tuloksena oli nykyinen planeettakuntamme.

Mutta protoplanetaarinen kiekko ei kadonnut hetkessä, vaan auringon säteily ja hiukkastuuli yksinkertaisesti työnsivät sen sisäreunaa hiljalleen ulospäin. Jupiter jäi paikalleen reunan paettua sen radan ulkopuolelle mutta vaikutus Saturnukseen oli merkittävämpi. Saturnus ryhtyi vaikuttamaan vetovoimallaan jääjättiläisiin Uranukseen ja Neptunukseen. Jääjättiläisten radat puolestaan muuttuivat kaoottisiksi — ne sinkoutuivat vuoroin ulommas ja palasivat vuoroin sisemmäs kiekon kitkavoiman hidastaessa niiden liikettä. Lopputuloksena oli nykyisin havaitsemamme laaja ulkoplaneettojen järjestelmä, joka nousi tiukemmin pakatun mutta epästabiilin järjestyksen tuhkasta. On mahdollista, että joukossa oli vielä kolmaskin, järjestelmästämme kaaoksen keskellä poistunut jääjättiläinen, joka sattui saamaan Saturnukselta ja Jupiterilta niin paljon liike-energiaa, että poistui joko koko Aurinkokunnasta tai päätyi sen kylmiin ja pimeisiin ulko-osiin havaintolaiteidemme ulottumattomiin. Se on ainakin tietokonesimulaatioiden perusteella havaittuihin planeettojen ratoihin sopiva hypoteesi (Kuva 2.).

Uusille radoille kaoottisten vuorovaikutusten myötä vaeltelevilla jättiläisplaneetoilla on merkittäviä vaikutuksia samaan aikaan vasta muodostumassa olevaan sisäplaneettakuntaan. Hitaammin muodostuvia pienempiä planeettoja ei vielä ole nykyisessä muodossaan, vaan Jupiterin radan sisäpuolella on satoja pienempiä protoplaneettoja, joiden törmätessä toisiinsa varsinaiset planeetat saavat alkunsa. Se etäisyys, jolle Jupiter ja Saturnus kaottisten radanvaihteluiden vaimennuttua asettuvat, määrittää sen, kuinka etäällä tähdestä kiviplaneettoja voi olla. Liian lähellä Jupiteria ei ole stabiileja ratoja, vaan Jupiterin vetovoima siivoaa pienemmät kappaleet nopeassa tahdissa pois radoiltaan (Kuva 3.). Marskin päätyi lähinnä satunnaiseksi pikkukappaleeksi, joka ei ehtinyt saavuttamaan edes Maapallon kokoa Jupiterin häiritessä sen muodostumista.

Mutta Jupiter vaikutti toisellakin tapaa. Sen vetovoima muovasi pienempien kappaleiden ratoja niin voimakkaasti, että muodostuviin planeettoihin päätyi materiaa eri etäisyyksiltä alkuperäistä protoplanetaarista kiekkoa. Eri etäisyyksillä taas kiekko on erilaisissa lämpötiloissa, mikä johtaa siihen, että erilaiset aineet ovat pölyhiukkasina muodostamassa protoplaneettojen siemeniä. Aivan lähimpänä Aurinkoa vain metallit ovat kiinteänä aineena, kun taas hiukan kauempana erilaiset silikaatit muodostavat valtaosan pölystä. Noin kolmen AU:n etäisyydellä sijaitsevan ”lumirajan” takana taas vesi on ylivoimaisesti yleisin kiinteän aineen komponentti ja kauempana muodostuvista protoplaneetoista tuleekin pääsääntöisesti likaisia lumipalloja — kappaleita, joiden koostumuksesta valtaosa on vesijäätä. Valtaosa Aurinkokunnan kääpiö- ja sekundäärisistä planeetoista sekä pienemmistä kuista koostuu valtaosaltaan jäästä. Sekoittuminen oli apuna tuottamassa erilaiset kiviplaneetat monipuolisine geologisine piirteineen ja ominaisuuksineen.

Tuloksista on lisäksi seurauksena yksi mielenkiintoinen hypoteesi. Luonnollinen, protoplanetaarisen kertymäkiekon haihtumisen aiheuttama kaoottinen vaihe Aurinkokunnan historiassa selittäisi mainiosti jonkin supermaapallon kokoluokkaan kuuluvan planeetan poistumisen Aurinkokunnan ulko-osiin, jossa ne eivät voi luonnollisin prosessein muodostua aineen liian pienen määrän ja tiheyden vuoksi. Jos Aurinkokunnan kaasuplaneettojen nykyisiä ratoja selittää parhaiten malli, jossa ulkoplaneettoja oli alkujaan viisi mutta yksi poistui kaoottisten vetovoimavaikutusten vuoksi kauemmaksi (Kuva 2.), on luonnollista kysyä poistuiko kappale kokonaan Auringon vetovoimakentästä vai jäikö se kaukaiselle radalle kiertämään Aurinkoa? Hypoteettinen planeetta 9, jonka olemassaolo on postuloitu joidenkin kaukaisten kappaleiden rata-anomalioiden perusteella, ja josta saattaa olla jopa suoraa havaintoaineistoa, olisi voinut olla alkujaan vain yksi Aurinkokunnan jääjättiläisistä, joka sattui poistumaan järjestelmän ulko-osiin.

Planeetta 9 on hypoteettinen kappale, jonka olemassaolo on kaikkea muuta kuin varmaa. Kuitenkin, näyttää siltä, että sen olemassaolo kaukaisella radalla on sopusoinnussa Aurinkokunnan muodostumishistorian kanssa. On siten hyvinkin mahdollista, että tulevaisuuden tehokkaammat havaintolaitteet onnistuvat saamaan suoria havaintoja Maata suuremmasta planeetasta. Varmaa se ei kuitenkaan ole, kuten tiedämme tieteen historiasta ja sen yllätyksellisyydestä uusien havaintojen tullessa saataville.

---

Gaia planeettajahdissa

3.5.2022 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

James Webb -avaruusteleskooppi on jättänyt mediassa viime aikoina varjoonsa muut tuoreet tähtitieteen kehitysaskeleet. Kyseessä on tietenkin merkittävä havaintoinstrumentti mutta muitakin mainioita havaintolaitteita on ammuttu viime vuosina taivaalle ja niiden tuottamat havainnot ovat niin ikään mullistaneet käsityksemme lähitähdistä ja niiden planeettakunnista. TESS -avaruusteleskooppi on esimerkiksi havainnut lähes 5000 uutta eksoplaneettaa, joista valtaosa on edelleen varmentamatta ja sen havaintojen pohjalta on kirjoitettu jo lähes tuhat tieteellistä artikkelia. Mutta tähtitiedettä on palvellut vieläkin paremmin eräs hiukan tuntemattomammaksi jäänyt, Lagrangen toisessa pisteessä JWST:n seurana Aurinkoa kiertävä Gaia -satelliitti. On vain sopivaa, että Gaia tervehti kumppanikseen saapunutta JWST -instrumenttia ottamalla tästä kuvan (Kuva 1.).

Gaia on tuottanut aivan valtavasti perustavanlaatuista dataa Auringon kosmisesta lähinaapurustosta ja galaksimme kotinurkkauksesta. Sen havaintokampanja on yksinkertainen: Gaia kartoittaa useaan kertaan koko taivaan kaikki riittävän kirkkaat tähdet ja havaitsee niitä kourallisella erilaisia suodattimia. Se osaa kartoittaa tähtien tarkat paikat taivaalla ja selvittää niiden värit, joiden perusteella voidaan arvioida tähtien tyyppejä ja fysikaalisia ominaisuuksia. Lisäksi, paikkahavainnot tehdään useaan kertaan, joten on mahdollista selvittää tähtien liikkeet havaintokampanjan kuluessa. Kun havaintoja toistetaan puolen vuoden välein, Maan ja Gaia -satelliitin ollessa radallaan eri puolilla Aurinkoa, pääsemme näkemään tähtien parallaksin, eli paikan suhteellisen muutoksen verrattuna kaukaisiin taustataivaan tähtiin. Silloin saadaan kolmiomittauksen keinoin selville myös niiden etäisyydet. Gaia tuottaa siis kolmiulotteisen kartan Auringon lähinaapuruston tähdistä, mitaten verrattaen tarkasti jopa miljardin tähden paikat ja liikkeet omassa galaksimme nurkkauksessa.

Mutta Gaiakin voi nähdä planeettoja kiertämässä lähitähtiä. Toistaessaan tähtien paikkamittaukset noin 70 kertaa, Gaia voi antaa tietoa niiden heilahtelusta taivaalla johtuen jättiläisplaneettojen vetovoimavaikutuksesta. Menetelmää kutsutaan astrometriseksi menetelmäksi, ja se on ensimmäinen havaintotekniikka, jolla eksoplaneettojen havaitsemista koetettiin jo 1900-luvun alkupuoliskolla. Tuolloiset instrumentit olivat kuitenkin tarkkuudeltaan liian vaatimattomia ja eksoplaneettojen havaitseminen sai odottaa muiden tekniikoiden esiinmarssia. Mutta Gaia -avaruusteleskooppi on tekemässä myös astrometrisistä planeettahavainnoista arkipäivää. Gaian havainnoista on odotettavissa tuhansia uusia eksoplaneettoja ja useiden tunnettujen lähiplaneettojen varmennuksia, kun teleskoopin data saadaan prosessoitua ja julkaistua tutkijoiden tarkasteltavaksi (Kuva 2.). Astrometrinen menetelmä on parhaimmillaan keveiden lähitähtien massiivisten planeettojen havainnoinnissa mutta luvassa on todennäköisesti myös yllätyksiä, kun havaintojen käytännön tarkkuus selviää lähitulevaisuudessa.

Esimakua Gaian kyvyistä on kuitenkin jo saatu edellisten kahden havaintojen julkaisun myötä. Tajusimme muutama vuosi sitten, että Gaian havaittua tähtien paikkoja kahteen kertaan, ja määritettyä ensimmäistä kertaan kaikkien lähitähtien ominaisliikkeet ennätyksellisen tarkasti, tuli mahdolliseksi verrata saatuja ominaisliikkeitä aiempiin Hipparcos -satelliitin havaitsemiin arvoihin. Poikkeamat näiden kahden arvon välillä tarkoittavat sitä, että tähden liike on muuttunut, eli tähti on kokenut kiihtyvyyttä. Sellaista voisi aiheuttaa vain tähtikumppanin tai massiivisen planeetan vetovoima, joten pääsimme jo varhain tarkastelemaan olisiko minkään lähitähden liikkeessä havaittavissa olevaa kiihtyvyyttä. Ensimmäiset tulokset paljastivatkin jupiterinkaltaisen planeetan kiertämässä läheistä auringonkaltaista tähteä nimeltään Epsilon Indi, ja yhdistäessämme havainnot radiaalinopeusmenetelmällä havaittuun liikkeeseen onnistuimme määrittämään tähteä kiertävän jättiläisplaneetan radan muodon ja orientaation avaruudessa.

Epsilon Indi b on runsaat kolme kertaa Jupiterin kokoinen massaltaan ja kiertää tähden 45 vuodessa mutta pelkkä planeetan vetovoiman aiheuttama tähden liikkeen muutos riitti määrittämään sen radan ominaisuudet ja massan. Kyseessä on lähin tunnettu jupiterinkaltainen jättiläisplaneetta ja se sijaitsee vain noin 12 valovuoden päässä Aurinkokunnasta. Epsilon Indi voi siis tarjota lähimmän esimerkin hierarkisesta planeettakunnasta auringonkaltaisen tähden ympärillä. Sellaisen, jossa ulompana on kaasujättiläinen tai jopa useampia ja sisempänä kivisiä maailmoja — ehkäpä jokin tai jotkut niistä ovat tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä.

Lähiplaneetoista ainakin Proxima c, lähimmän tähtijärjestelmämme Proxima Centaurin viileä supermaapallo, on mahdollista varmentaa Gaian havainnoista. Sen olemassaolosta on saatu viitteitä peräti kolmella menetelmällä — radiaalinopeushavainnoista, Hubble -avaruustelekoopin astrometriasta ja suoralla kuvaamisella mutta planeetan olemassaolo on edelleen aavistuksen verran kyseenalaista. Gaian havainnoista planeetan olemassaolo voidaan varmistaa täysin riippumatta muilla menetelmillä saaduista tuloksista. Havaintoja päästään tarkastelemaan kesäkuussa, joten loppuvuodeksi on tiedossa paljon mielenkiintoisia tietoja lähitähtien planeettakunnista, kun tähtitieteilijät pääsevät asettamaan saatuja uusia havaintoja tähtitieteelliseen kontekstiinsa ja vertaamaan niitä tunnettuihin tietoihin lähitähtiä kiertävistä planeetoista.

Vaikka onkin mahdotonta sanoa ennakkoon mitkä planeettakandidaatit saavat varmennuksen ja mitkä osoittautuvat vaikkapa ruskeiksi kääpiöksi tai jopa kokonaan virhehavainnoiksi, se on kuitenkin varmaa, että ikivanha menetelmä, astrometria, nousee vihdoinkin tuottavuudessaan ja kiinnostavuudessaan muiden merkittävien eksoplaneettojen havaintotekniikoiden rinnalle. Pääsemme tutkimaan tarkemmin Auringon lähinaapuruston jättiläisplaneettojen populaatiota. Vaikka näitä planeettoja onkin havaittu runsaasti radiaalinopeusmenetelmällä, astrometristen havaintojen avulla saadaan vihdoinkin määritettyä niiden ratojen orientaatiot avaruudessa ja samalla tarkat massat, ei vain massan alarajaa.