Eksoplaneetta hukassa

Punaisen tähden minimaapallo

2.9.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen

Voimme tehdä Aurinkokuntaa tutkimalla yksinkertaisen havainnon: suurin osa Aurinkokunnan kappaleista on Maata pienempiä. Se ei tietenkään hämmästytä ketään, koska maailmankaikkeudella on taipumuksena suosia pienempiä kappaleita suurempien kustannuksella. Aurinkokunnassa tiedetään yleisesti olevan neljä Maata suurempaa planeettaa, jotka ovat kaikki kaasuplaneettoja. Niistä kaksi on kaasujättiläisiä ja kaksi pienempiä jääjättiläisiä — jälkimmäinen kategoria viittaa kaasuplaneettoihin, kotka koostuvat pääosin vetyä ja heliumia raskaammista aineista, tyypillisesti erilaisista jäistä. Minineptunukset ja supermaapallot, maata suuremmat mutta Neptunusta pienemmät planeetat, Aurinkokunnasta puuttuvat, joten seuraavaksi pienemmän kokoluokan planeetat ovat suunnilleen samankokoiset ja -massaiset kiviplaneetat Maa ja Venus.

Maata pienempiä, hydrostaattisen tasapainotilan mukaisesti likimain pallomaisia kappaleita Aurinkokunnassa riittääkin sitten runsaasti. Maa on siis pallo, jonka säde on noin 6400 km. Pienemmistä planeetoista Marsin ja Merkuriuksen säteet ovat tästä noin ja 53% ja 38%. Ne ovat siten kooltaan selvästi Maata pienempiä. Ja koska planeetan massa on suhteessa sen tilavuuteen, niiden massat ovat vain 11% ja 6% Maan massasta. Suurista kuista ja Aurinkokunnan kääpiöplaneetoista lisäksi Ganymedes, Titan ja Callisto ovat kooltaan ainakin kolmanneksen Maasta, kun taas Io, Kuu, Europa, Triton, Pluto ja Eris ylittävät jokainen säteeltään 1000 km rajapyykin.

Jokainen näistä Aurinkokunnan palloista on omanlaisensa maailma, jolla on oma syntyhistoriansa, koostumuksensa, ja muut ominaisuutensa. Ne kuitenkin tarjoavat vain vilauksen siitä pienten planeettojen ja muiden kappaleiden kirjosta, joka maailmankaikkeudessa odottaa löytämistään. Ongelma vain on, että pienten maailmojen havaitseminen muiden tähtien järjestelmissä on äärimmäisen vaikeaa — kaikki havaintomenetelmät ovat sitä tehokkaampia tuottamaan havaintoja, mitä suuremmista kohteista on kyse. Siksi emme tiedä juuri mitään esimerkiksi eksoplaneettojen kuista tai eksoplaneettajärjestelmien kääpiöplaneettojen ominaisuuksista. Tuoreimman askeleen uuden tiedon äärelle kuitenkin tarjoaa lähitähteä kiertävä kuuma kiviplaneetta L 98-59 b.

Maata pienempiä planeettoja on löydetty ennenkin mutta L 98-59 b tarjoaa mainion esimerkin kappaleesta, joka kiertää lähitähteä ja on massaltaan Maata pienempi. Se on pienin eksoplaneetta, jonka massa on kyetty mittaamaan radiaalinopeusmenetelmällä samalla kun koko on saatu selville planeetan ylikulkuja havaitsemalla. Planeetta on kooltaan 85% Maasta ja massaltaan noin 40% Maan massasta, asettuen kokovertailussa Maan ja Marsin välimaastoon (Kuva 1.). Parasta kuitenkin on, että koon ja massan arvioista on mahdollista laskea keskitiheys. Se on suuruudeltaan noin kaksi kolmannesta Maan tiheydestä ja tarkoittaa, että planeetalla on suhteellisesti Maata pienempi rauta-nikkeli ydin. L 98-59 b on luultavasti jokseenkin marsinkaltainen planeetta, joka onkuitenkin kooltaan hiukan Marsia suurempi. Erottavana tekijänä tosin on planeetan noin 350 celciusasteen kuumuus, joka tekee siitä ehdottomasti elinkelvottoman kappaleen.

Järjestelmän muut planeetat, joita on ainakin kolme, luultavasti jopa neljä, ovat jokainen Maata suurempia supermaapalloja mutta järjestelmän sisimmät planeetat tuskin ovat elinkelpoisia kuumuutensa ja muiden ominaisuuksiensa vuoksi. Vaikka planeetta L 98-59 d onkin keskitiheydeltään muita kevyempi, mikä viittaa siihen, että sen koostumuksesta jopa 30% olisi vettä, eivät planeetan kuumuus ja todennäköinen vesihöyrypitoisen kaasukehän voimakas kasvihuoneilmiö anna elämälle suuriakaan mahdollisuuksia sen olosuhteissa. Tuorein löytö, uloin planeetta L 98-59 f, puolestaan voi hyvinkin olla elinkelpoinen meriplaneetta. Kaikeksi epäonneksi sen ylikulkua ei kuitenkaan ole havaittu ja planeettan tiheys ja koostumus ovat siksi täysin arvailujen varassa. Tiedämme siitä vain radiaalinopeusmenetelmällä mitatun massan alarajan, joka on 2.5 kertaa Maapallon massa. Ongelmana on tietenkin se, että emme ole saaneet tehtyä havaintoa planeetan radan kallistuskulmasta ja siksi massan todellinen arvo ei ole tiedossa. Planeettojen radat ovat kuitenkin erittäin todennäköisesti likimain samassa tasossa, joten voimme päätellä, että mitattu minimimassa vastaa hyvin tarkalleen todellista massaa. Silloin L 98-59 f voisi hyvinkin tarjota paikan, jossa on elinkelpoisen vyöhykkeen tonttimaata, jos vain sen kaasukehä tarjoaa planeetan pinnalle sopivan lauhkeat olosuhteet.

Toistaiseksi tunnetaan vain kourallinen planeettakuntia, joiden planeetoista vähintään kahden koko ja massa on saatu mitattua. Olemme siten tekemässä vasta alustavaa kartoitusta siitä eksoplaneettojen erilaisten koostumuksien kirjosta, joka odottaa havaitsemista lähitähtien järjestelmissä. Maata pienempien planeettojen tutkiminen taas on vasta alkanut, koska niitä tunnetaan niin vähän. Tähden L 98-59 järjestelmän minimaapallo tarjoaa siksi astronomeille tärkeän esimerkkitapauksen Maapalloa pienemmistä planeetoista Aurinkokunnan lähinaapurustossa. Sen myötä olemme ottaneet jälleen yhden harppauksen kohti ensimmäisen kaikilta havaittavilta ominaisuuksiltaan maankaltaisen planeetan löytämistä.

---

Merenpinta vetykehän alla

28.8.2021 klo 12.29, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

Ernest Rutherfordin kerrotaan sanoneen, että tiede on joko fysiikkaa tai postimerkkien keräilyä. Lausahduksen taustalla on se ajatus, että useasta tieteenalasta puuttuvat perimmäiset lainalaisuudet, joita fysiikaalisesta maailmasta on löytynyt gravitaatiolaista ja yleisestä suhteellisuusteoriasta aina termodynamiikkaan ja kvanttimekaniikkaan asti. Muissa tieteissä vastaavia perustavanlaatuisia lainalaisuuksia on vain vähän, joten on jouduttu tyytymään asioiden luokitteluun ja kategorisointiin — hiukan kuin asetettaessa postimerkkejä järjestykseen niiden ominaisuuksien mukaan. Näkemystä voi hyvällä syyllä pitää loukkaavana ja muita tieteenaloja halventavana mutta esimerkiksi biologit kyllä tyypillisesti itsekin myöntävät, että ennen evoluutioteorian muodostamista oli vain vajavaisin tiedoin toteutettua taksonomiaa, jossa lajeja järjesteltiin ryhmiin ja luokkiin niiden ominaisuuksien mukaan.

Eksoplaneettatutkimus on suurelta osin edelleen postimerkkeilyä. Kyseessä on niin nuori tähtitieteen haara, että emme toistaiseksi edes tunne kuin kourallisen esimerkkejä siitä valtavasta planeettojen kirjosta, jonka maailmankaikkeus pitää sisällään. Luokittelemme ja kategorisoimme planeettoja kuten biologit lajeja ennen evoluutioteoriaa tietämättä tarkalleen minkälaisiin hierarkioihin niitä tulisi asettaa. Alalle tunnusomaista ovat jatkuvat uusien planeettatyyppien löydöt, kun astronomit saavat tarkempia tietoja havaitsemistaan planeetoista ja vertaavat niitä aiemmin tunnettuihin todeten, että tällaisia emme olekaan vielä nähneet. On omasta planeettakunnastamme tuttuja kiviplaneettoja ja kääpiöplaneettoja. On Neptunuksen kokoluokan jääjättiläisiä ja suurempia kaasujättiläisiä. Ja lisänä on valtaisa kirjo eksoplaneettoja minimaapalloista ja supermaapalloista aina minineptunuksiin ja eksentrisiin jupitereihin saakka. Planeettojen monimuotoisuus on huikaisevaa ja tietomme siitä tarkentuvat jatkuvasti.

---

Minineptunuksella tarkoitetaan planeettaa, jolla on merkittävä kaasuvaippa mutta joka on Neptunusta pienempi. Tarkemman tiedon puuttuessa, olemme vain päätyneet asettamaan kaikki merkittävän kaasuvaipan omaavat Neptunusta pienemmät planeetat yhteen lokeroon riippumatta siitä kuinka samankaltaisista kappaleista oikeastaan edes on kyse. Tyypillisesti planeettoja luokitellaan niiden koon tai massan avulla. Ylikulkuhavainnoista mitattu planeetan fyysinen koko antaa kuitenkin vain vähän tietoa sen ominaisuuksista. Samoin radiaalinopeusmenetelmällä mitattu massa, tai oikeastaan vain sen alaraja, antaa korkeintaan viitteitä siitä, millainen kappale on havaittu. Jos molemmat havainnot ovat olemassa, voidaankin sitten jo arvioida planeetan keskitiheyttä ja saada selville ensimmäisen asteen approksimaatio sen koostumukselle keskitiheyden avulla. Mutta sittenkin planeetasta tiedetään vain hyvin vähän.

Kun tunnemme planeetan kiertämän tähden ja kiertoradan ominaisuuksia, voimme arvioida planeetan tähdeltään saaman säteilyn määrää ja siten lämpötilaa. Lämpötila taas tarjoaa uuden ulottuvuuden planeettojen luokitteluun: puhumme kuumista jupitereista ja neptunuksista tai viileistä supermaapalloista tai jostakin muusta planeetan lämpötilan ja koon yhdistelmästä. Kaikkein mielenkiintoisinta on ollut koettaa löytää lämpimiä maapalloja — planeettoja, jotka ovat kooltaan samankaltaisia kuin Maa ja pintalämpötilaltaankin sellaisia, että vesi pysyy niiden pintaolosuhteissa nestemäisessä muodossaan. Ne ovat parhaita kandidaatteja eläviksi planeetoiksi mutta kaikki riippuu kolmannesta tekijästä. Planeettojen elinkelpoisuuden ratkaisee oleellisesti niiden koostumus ja erityisesti niiden kaasukehän ominaisuudet.

Cambridgen yliopiston tutkija Nikku Madhusudhan otti käyttöön käsitteen ”hyseaaninen planeetta” kuvatakseen identifioimaansa minineptunusten luokkaa. Asiasta uutisoi myös Tähdet ja avaruus. Kyseessä on englanninkielen vetyä ja valtamerta tarkoittavien sanojen yhdistelmä. Sillä viitataan valtameriplaneettohin, joilla on merkittävä, suurelta osaltaan vedystä koostunut kaasukehä. Ne kykenevät Maata massiivisempina pitämään kiinnit vetymolekyyleistä kaasuvaipassaan ja niiden keskitiheys on tyypillisesti niin matala, että vesi muodostaa jopa kolmanneksen niiden massasta. Hyseaanisia planeettoja peittää siis ainakin satojen, jopa tuhansien kilometrien syvyinen valtameri, joka on piilossa verrattaen paksun kaasukehän tai -vaipan alla. Ne näyttävät lisäksi olevan varsin yleinen planeettojen luokka. Moni lähitähtiä kiertävä eksoplaneetta, kuten esimerkiksi K2-18 b (Kuva 1.), voidaan luokitella hyseaaniseksi planeetaksi — Madhusudhan ryhmineen tarjoaa esimerkeiksi 11 tunnettua eksoplaneettaa, joiden havaitut ominaisuudet ovat yhteensopivia hyseaanisen rakenteen kansssa.

Kaikki riippuu planeetan koostumuksesta. Hyseaaniset planeetat voivat olla kooltaan moninaisia, massaltaan jotakin kahden ja ehkäpä kymmenen Maan massan välillä, mutta oleellista on Maata pienempi keskitiheys. Pienempään keskitiheyteen päästään, kun merkittävä osa planeetan koostumuksesta on vettä, maailmankaikkeuden yleisintä yhdistettä. Tosin veden tarkka määrä ei ole kovin oleellista — kunhan sitä on riittävästi, jotta planeetan keskitiheys on tyypillistä maankaltaista kiviplaneettaa pienempi (Kuva 2.). Esimerkiksi kahden Maan massan kappale voi olla kooltaan 30% tai jopa 80% Maan halkaisijaa suurempi, ja planeetan ominaisuudet ja luokittelu pysyvät paljolti samoina. Parasta kuitenkin on, että planeettojen valtamerissä voi olla elämälle otolliset olosuhteet lähes riippumatta etäisyydestä tähdestään. Vesi vaikuttaa pysyvän nestemäisessä olomuodossaan vetyvaipan alla varsin helposti. Vain lähellä tähteä on niin kuumaa, että hyseaaniset planeetat kuumenevat liiaksi, menettävät vetypitoisen kaasukehänsä ja ehkäpä myös kaiken vetensä muuttuen karuiksi, kuumiksi supermaapalloiksi.

Merellisten minineptunusten elinkelpoisuus vaikuttaa odottamattomalta mutta se on seurausta runsaasta veden määrästä sekä siitä, että paksu kaasukehä tarjoaa sopivan paineen ja lämpötilan, jotta vesi pysyy nestemäisessä olomuodossaan tarjoten eläville organismeille elintilaa. Veden voi lisäksi havaita. Planeetan K2-18 b runsaan vedyn kyllästämästä kaasukehästä onkin havaittu selkeitä merkkejä vesihöyrystä, mikä tarjoaa suoraa tukea arvioille planeetan vetisestä koostumuksesta. Madhusudhan tutkimusryhmineen spekuloikin sillä, että hyseaanisten planeettojen voidaan ajatella tarjoavan mahdollisuudet uudenlaiselle elinkelpoiselle ympäristölle, joka olisi vieras omalle kallion, veden ja ilman vuorovaikutusten tarjoamalle biosfäärillemme. Jos hyseaaniset planeetat voivat olla eläviä, elinkelpoisten planeettojen määrä maailmankaikkeudessa on moninkertainen verrattuna siihen, mitä tähtitieteilijät ovat arvelleet — sopivia planeettoja nimittäin on paljon enemmän kuin perinteisiä, maankaltaisia elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja.

Yksi kuva arvioidusta hyseaanisesta elinkelpoisesta vyöhykkeestä kertoo enemmän kuin tuhat sanaa (Kuva 3.). Jos meriplaneetat voivat todellakin olla eläviä vetykehän alla, valtaosa maailmankaikkeuden elinkelpoisesta tilavuudesta on niiden sisuksissa. Elämää voi silloin esiintyä runsaasti erilaisilla tähtityypeillä, aina pienimmistä punaisista kääpiötähdistä, jotka ovat massaltaan vain 10% Auringon massasta, auringonkaltaisiin ja massaisiin keltaisiin kääpiötähtiin. Lisäksi, nestemäisen veden olemassaololla on voimakkaita rajoitteita vain aivan lähellä tähtiä, mistä minineptunuksia on joka tapauksessa havaittu vain kourallinen — hyseaanisia, nestemäistä vettä sisältäviä planeettoja voi olla laajalla skaalalla etäisyyksiä tähdistään.

Ennen pidemmälle vietyjä päätelmiä, on kuitenkin vastattava useisiin kysymyksiin hyseaanisten planeettojen luonteesta ja elinkelpoisuudesta. Onko niiden valtamerten pohjissa geologisesti aktiivisia paikkoja, joissa orgaanisten molekyylien tiheys voi saavuttaa elämän synnyn mahdollistavan suuruuden? Sopivat lämpötilaolosuhteet ja nestemäinen vesi eivät vielä riitä tekemään planeetasta elollista. Elämän on voitava saada alkunsa, emmekä tiedä onko se mahdollista massiivisen meriplaneetan valtameren pohjassa, jossa paine on niin suurta, että vesi voi olla jopa kiinteässä olomuodossaan, eksoottisena tyypin VII kristallina. On ainakin vaikeaa kuvitella miten orgaaniset molekyylit saataisiin reagoimaan keskenään tuottaen monipuolista biokemiaa ilman nestemäisen veden ja vulkaanisen kallion kosketuspintaa. Toinen kynnyskysymys on sopiva energiagradientti. Hyseaanisten planeettojen merissä paksu kaasukehä estää luultavasti säteilyn pääsyn pinnalle tehden fotosynteesistä mahdotonta ja valtamerten syvyys taas saattaa estää geotermisen energian laajamittaisen hyödyntämisen. Mikrobit voisivat varmasti elää ja kukoistaa hyseaanisten planeettojen merissä vaikkapa radioaktiivisen hajoamisen tuottaman energian turvin, ja geotermistä energiaakin saattaisi hyvinkin olla saatavilla syvällä valtameren pohjassa, mutta runsaasti vapaata energiaa vaativien monisoluisten eläimien ja pitkien ravintoketjujen olemassaolo saattaisi silti olla estynyttä.

Voimme samalla miettiä mitä mahdollisuuksia olisi havaita merkkejä mahdollisesti hidaskasvuisesta mikrobitason elämästä hyseaanisten planeettojen kaasukehissä. Paksu, alaosaltaan tiheä kaasukehä luultavasti ainakin tekee siitä hankalaa, ellei mahdotonta mutta havainnon mahdollisuutta ei voida sulkea poiskaan. Yksinkertaisia molekyylejä, kuten vaikkapa rikin, hiilen, kloorin ja typen yhdisteitä voitaisiin havaita kaasukehistä mutta esimerkiksi metaani ja ammoniakki voisivat esiintyä niissä aivan luonnostaan, joten yksinkertaiset jo lähitulevaisuudessa havaittavissa olevat biomarkkerit evät välttämättä riitä elämän merkkien varmistamiseen. Toisaalta, paksu kaasukehä tekee erilaisten molekyylien havaitsemisesta helpompaa, koska ylikulkujen yhteydessä käytetty transmissiospektroskopia tuottaa voimakkaampia havaintoja. Paksumpi kaasukehä tarjoaa suuremman alueen, jolta tähden valo suodattuu kaasukehän läpi havaintolaitteisiimme. Mutta yksinkertaisten biomarkkereiden ollessa riittämättömiä, paksu kaasukehä estää myös tehokkaasti elämän merkkien havaitsemisen esimerkiksi suoran kuvaamisen keinoin. Jos taas kaasukehä on hyvin ohut, planeetta vastaa tyypiltään valtameriplaneettaa, joiden on jo pitkään ajateltu olevan potentiaalisesti elinkelpoisia, jos ne ovat korkeintaan muutaman Maapallon verran massaltaan. Hyseaanisten planeettojen dilemma saattaakin olla vetypitoisen kaasuvaipan olemassaolo. Riittävän paksuna, se mahdollistaa valtameren pysymisen nestemäisenä laajalla skaalalla etäisyyksiä planeettakunnan keskustähdestä. Samalla paksu kaasuvaippa voi estää tehokkaasti havaitsemasta ratkaisevia merkkejä planeetan elävistä organismeista.

Meidän näkökulmastamme, hyseaanisia planeettoja saattaa siis vaivata kirous. Voimme havaita niiltä merkkejä elävistä organismeista vain, jos niiden vetypitoinen kaasukehä on ohuen puoleinen ja ne muistuttavat enemmän maankaltaisia valtameriplaneettoja. Ehkäpä olemme silloin palanneet takaisin lähtöruutuun. Meriplaneetat ovat hyviä kandidaatteja eläviksi planeetoiksi ilman vetypitoista vaippaansa, sijaitessaan perinteisellä elinkelpoisella vyöhykkeellä. On oltava riittävän lämmin, jotta veteen ei muodostu elämän merkit sisäänsä sulkevaa jääkuorta mutta riittävät viileää, jotta vesi ei höyrysty kaasukehään tekemään planeetasta valtaisaa, kuumaa ja kosteaa painekattilaa elämälle tuhoisin seurauksin. Hyseaanisten planeettojen olemasaolo uutena planeettojen luokkana on sekin epävarmaa. Todennäköisesti planeetoilla on monenlaisia tapoja asettua alkeellisiin lokeroihimme massan, säteen ja lämpötilan suhteen. Siksi eksoplaneettatutkimus on edelleen postimerkkeilyä — ja erittäin jännittävää sellaista. On täysin mahdotonta ennustaa minkälainen maailma odottaa karkeaa luokitteluamme jo heti seuraavan kohteen havaintoja analysoidessamme.

Emme kuitenkaan ole maailmankaikkeuden napa, ja elämälle on aivan samantekevää kykenemmekö me havaitsemaan sitä. Hyseaanisten planeettojen valtamerten elämä, jos sitä on, voi hyvin ja kukoistaa riippumatta sitä osaammeko nähdä siitä merkkejä vai emme.

---

Otettuani käyttöön termin ’hyseaaninen’, havaitsin, että sitä käytti ensimmäisenä Tekniikka jaTalous -julkaisun toimittaja Matti Ranta. Se on terminä oikein mainio, onhan suomenkielessä käytössä myös esimerkiksi ’oseaaninen’, tarkoittamassa merellistä tai mereen liittyvää. Se, vakiintuuko termi käytettäväksi tähtitieteilijöiden ja tieteestä kirjoittavien keskuudessa on kuitenkin epävarmaa.

---

Punaisen taivaan paradoksi

23.8.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat

Kuinka monta elävää planeettaa galaksissamme on? Kuinka monella niistä kehittyi monisoluista elämää, monimutkaisia ravintoketjuja, älykkyyttä tai tekninen sivilisaatio? Minkälaisten tähtien kiertoradoilta voimme löytää biosfääriä ylläpitäviä planeettoja? Kuinka yleistä elämä on maailmankaikkeudessamme? On helppoa kysyä valtaisan mielenkiintoisia tieteellisiä kysymyksiä mutta niihin vastaaminen on lähestulkoon mahdotonta perustuen niihin tietoihin, joita meillä on. On vain yksi esimerkki elävästä planeetasta ja sen käyttäminen suurten elämän yleisyyttä koskevien kysymysten arviointiin on päätähuimaavaa ekstrapolointia ja tieteellistä varomattomuutta.

Yleisemmin, todennäköisyyksien arvionti perustuen ainutkertaisiin tapahtumiin on tieteellisesti tarkasteltuna äärimmäisen hankalaa ja suureksi osaksi täysin turhaa. Voimme tehdä päätelmiä elämän yleisyydestä maailmankaikkeudessa vain subjektiivisesti, koska ennakko-oletuksemme vaikuttavat tuloksiin voimakkaammin kuin yksittäinen havaintomme. Pohjimmiltaan on kyse siitä, että tunnemme vain yhden elävän planeetan kiertämässä yksittäistä tähteä. Tunnemme vain yhdenlaisen elämän biokemian, joka syntyi yhden planeetan tietynlaisista geokemiallisista sykleistä ja jonka ainutkertainen evoluutiohistoria tarjoaa vain yksittäisen esimerkin. Emme tiedä mitkä omaa elävää planeettaamme koskevat tiedon muruset voidaan yleistää koskemaan kokonaista planeettojen populaatiota edes omassa galaksissamme. Aina voimme kuitenkin yrittää tehdä valistuneita arvauksia.

Tiedämme galaktisesta tähtinaapurustostamme sen, että valtaosa tähdistä on punaisia kääpiötähtiä, jotka ovat Aurinkoa pienempiä niin massaltaan kuin kirkkaudeltaankin ja loistavat voimakkaimmin punaisella näkyvän valon alueella. Tiedämme varsin hyvin myös sen, että keskimäärin jokaista punaista kääpiötä kiertää noin yksi kivinen planeetta sellaisella etäisyydellä tähdestään, että planeetan pinnalla voisi olla elämälle otolliset lämpötilaolosuhteet. Lisäksi, punaiset kääpiöt elävät vähintäänkin kymmeniä kertoja kauemmin kuin auringonkaltaiset tähdet, mikä takaa niiden planeettakunnille stabiilit olosuhteet kymmenien, jopa satojen vuosimiljardien ajaksi. Kaikkein lähin tuntemamme eksoplaneetta, Proxima b, on juuri sellainen maailma, mikä osoittaa sekin osaltaan, että tilastolliset arviomme punaisia kääpiötähtiä kiertävien planeettojen yleisyydestä pätevät jopa aivan lähimpiin tähtinaapureihimme. Mutta omalla taivaallamme loistaa keltainen tähti, joka on galaksimme mittakaavassa jo paljon harvinaisempi. Kun punaisia kääpiöitä on kaikista tähdistä noin kolme neljännestä, keltaisia auringonkaltaisia tähtiä on vain noin viisi prosenttia. Onko kyse puhtaasta sattumasta vai voimmeko vetää jotakin johtopäätöksiä siitä, että taivaallamme loimottaa punaisen sijaan paljon harvinaisempi keltainen plasmapallo?

Vaikka yhdysvaltalainen tähtitieteilijä David Kipping onkin nimennyt kysymyksen huomiota herättääkseen ”punaisen taivaan paradoksiksi”, ei kyseessä tarvitse olla minkäänlainen paradoksi tai edes selitystä kaipaava asia. Voi olla mahdollista, että olemme syntyneet epätodennäköiseen paikkaan keltaisen auringon kiertoradalle täysin sattumalta — siitäkin huolimatta, että meidät löytää juuri tällä hetkellä, tähtien määrän ja eliniän huomioiden, kertoimella 100 epätodennäköisemmin juuri täältä kuin punaisen kääpiön kiertoradalta. Tässä mielessä olemme siis sattumalta erityislaatuisessa paikassa, keskimääräisistä elämän kehdoista poikkeavalla planeetalla. Mutta silloin tulemme myöntäneeksi olevamme erityisasemassa ja rikomme ajattelussamme perinteikästä kopernikaanista periaatetta, jonka mukaan Maapallossa ja Auringossa ei ole mitään erityistä tai erikoista, eivätkä ne ole minkäänlaisessa erityisasemassa galaksissamme tai maailmankaikkeudessamme. Voisiko taustalla siis olla jotakin muutakin?

Voimme seurata Kippingin päättelyketjua, ja laskea todennäköisyyden sille, että älykästä elämää syntyi juuri tälle planeetalle, G-spektriluokan keltaisen kääpiötähden kiertoradalle. Se on noin yksi mahdollisuus sadasta huomioidessamme tähtien yleisyyden ajassa ja avaruudessa. Silloin kuitenkin huomaamme, että yhtä auringonkaltaisen tähden älykästä elämää ylläpitävää järjestelmää kohti, yksittäisenä ajanhetkenä, on olemassa noin 100 samanlaista järjestelmää M-spektriluokan punaisten kääpiöiden ympärillä. Jos siis olemme täällä sattumalta, ylivoimainen valtaosa kaikesta älykkäästä elämästä löytyy punaisen taivaan alta. Tällä tavalla ajateltuna paradoksi muuttuu hetkessä ilmeiseksi. Kipping ei edes huomioi havaittuja tietoja planeettojen yleisyydestä. Auringonkaltaisilta tähdiltä löytää keskimäärin noin 0.05 lämpötilaltaan ja kooltaan maankaltaista planeettaa mutta M-spektriluokan tähdille niitä on keskimäärin peräti yksi per tähti. Siten todennäköisyys, jolla taivaallamme on keltainen tähti on suunnilleen yksi kahdestatuhannesta — olettaen, että elämä voi syntyä ja kehittyä samalla tavalla riippumatta tähdestään. Ja kun punaisten kääpiötähtien planeettakuntien älykäs elämä on näillä oletuksilla niin paljon yleisempää, törmäämme välittömästi Fermin paradoksiin — voiko jokin kosminen tekijä tehdä älykkäästä elämästä punaisen taivaan alla epätodennäköisempää kuin maankaltaisilla planeetoilla auringonkaltaisten tähtien järjestelmissä?

---

Punaisen taivaan näennäiselle paradoksille on olemassa muitakin ratkaisuja, joista Kipping nimeää julkaisemassaan artikkelissa kolme. Jos älykkään elämän kehittyminen on yksinkertaisesti todennäköisempää auringonkaltaisen tähden järjestelmässä, huomioiden erot tähtien eliniässä, on seurauksena se, että punaisten kääpiöiden älykkään elämän on oltava ainakin kaksi kertaluokkaa harvinaisempaa. Se on täysin mahdollista, vaikka emme osaakaan arvioida älyllisten organismien kehittymisen nopeutta ja esteitä erilaisissa planeettakunnissa. Toinen mahdollisuus on, että punaiset kääpiöt eivät pysy suotuisina älykkään elämän synnylle yhtä kauan kuin auringonkaltaiset tähdet. Erilaiset astrofysikaaliset prosessit, kuten tähtien aktiivisuus, purkaukset ja suurienerginen säteily voivat muuttua tähtien ikääntyessä muuttaen samalla elämän synnyn ja kehityksen mahdollisuuksia. On hyvinkin mahdollista, että punaisten tähtien järjestelmissä elämän kehittyminen on mahdollista esimerkiksi vain tähtien nuoruudessa, vain muutaman sadan miljoonan tai korkeintaan miljardin vuoden aikaikkunassa, mikä tarkoittaisi sitä, että löydämme itsemme todennäköisimmin auringonkaltaisen tähden kiertoradalta.

Kolmas ratkaisu on ehkäpä kaikkein todennäköisin. Ehkäpä vain äärimmäisen harva punaista kääpiötä kiertävä planeetta on ylipäätään elämän synnylle ja älyn kehitykselle suotuisa. Tällaista mahdollisuutta onkin ounasteltu, sillä punaisten kääpiöiden lämpötilansa puolesta elinkelpoiset planeetat kiertävät lähellä tähteään alttiina niin suurienergiselle säteilylle, hiukkastuulelle ja tähden purkauksille kuin vuorovesilukkiutumisellekin. Silloin todennäköisyys, että sopivat planeetat ovat menettäneet jopa kaasukehänsä tähtensä vihamielisessä säteily-ympäristössä, on auringonkaltaisten tähtien planeettoja suurempi. On mahdollista, että elämän ja siten älyllisen elämän edellytykset ovat vain heikommat punaisten kääpiöiden kiertoradoilla.

Yksi selittävä tekijä punaisten kääpiöiden elinkelpoisten planeettojen heikommalle kyvylle ylläpitää monimutkaisia biosfäärejä ja toimia siten älykkäiden organismien kehtoina saattaa olla saatavilla olevan säteilyenergian heikompi laatu. Vaikka lämpötila olisikin elämälle soveltuva, biosfäärin kehitystä saattaa haitata yhteyttämiseen sopivan säteilyn heikko intensiteetti punaisten kääpiöiden kiertoradoilla. Heikko valaistus saattaa estää kompleksisten yhteyttävien kasvien synnyn, runsaan perustuotannon ja siten monimutkaisten ravintoverkostojen kehittymisen. Se taas tekisi runsaasta biodiversiteetista riippuvaisista ravintoketjujen yläpäiden älykkäistä organismeista erittäin harvinaisia ja ratkaisisi osaltaan punaisen taivaan paradoksia.

Asiaan on tietenkin mahdotonta saada kattavaa vastausta ennen kuin kykenemme löytämään toisia esimerkkejä elävistä planeetoista tai älykkäistä sivilisaatioista. Voimme silti arvioida mikä on todennäköistä ja mikä ei tekemällä havaintoja tunnetusta eksoplaneettapopulaatiosta. Kyseessä on koko eksoplaneettoja tutkivan tähtitieteilijöiden yhteisön yhteinen projekti, joka etenee ehkäpä turhauttavan hitaasti mutta silti vääjäämättömästi kohti tarkentuvaa tietoa.

Kilpajuoksu kohti punaisia aurinkokuntia

10.8.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Saksalainen maisema on junan ikkunasta katsottuna varsin vaihteleva. Näyttää siltä kuin maa olisi peltojen, metsien ja sievien pikkukylien loppumaton tilkkutäkki tuulimyllyineen, jokineen ja viinitiloineen. Illuusio kuitenkin särkyy nopeasti, kun saapuu Hampurin suurkaupungin meteliin. Metsätkin olivat vain radan reunaan istutettuja plantaaseja ja näkösuojia, jotka estävät huomaamasta miten viljaa viljellään valtavissa monokulttuureissa, biodiversiteettiä halveksuvilla teollisilla tuotantoalueilla. Kehitys on vienyt mukanaan saksalaisen maaseutuidyllin ja tuonut tilalle tehomaatalouden ja alhaisten yksikkötuotantokustannusten tieltä hävitetyn luonnon.

Maan metsät eivät voi sen paremmin — lehtimetsän aikanaan kattama germaanisten heimojen asuttama alue on vaihtunut pelloiksi kauttaaltaan ja alkuperäiset metsät on jo kauan sitten hakattu pois häiritsemästä maatalouden kasvavia tuotantovaatimuksia. Vaikka noin kolmannes saksan maapinta-alasta on metsää, kyseessä ovat puuplantaasit lukuunottamatta joitakin kansallispuistojen rauhaan jätettyjä metsikköjä ja Schwarzwaldin vuoristoalueen havumetsiä.

Jatkan matkaa Hampurista etelään, kohti Göttingenin pientä kaupunkia Ala-Saksin osavaltiossa. Vuosi on 2011 ja olen matkalla tapaamaan toista nuorta tähtitieteilijää, Guillem Anglada-Escudea, joka on kutsunut minut vierailemaan Göttingenin yliopistolla kertomassa tutkimuksestani ja tulevaisuuden suunnitelmistani liittyen työskentelyyn eksoplaneettojen parissa. Yhteistyömme tuottaakin historiallisia tuloksia kulminoituen Aurinkokuntaa lähimmän eksoplaneetan, Proxima b:n löytöön, mutta en tietenkään tiedä sitä vielä.

---

Vuoden 2011 tapaamisemme keskittyi Doppler-spektroskopisen eksoplaneettojen havaitsemiseen sovelletun menetelmän tarkkuuden parantamiseen. Keskellä Werner Heiselbergin, Max Bornin, Paul Diracin, Max Planckin, Wolfgang Paulin ja muiden suurten 1900-luvun teoreettisen fysiikan nobelistien kotikaupunkia, suunnittelimme maankaltaisten planeettojen havaitsemiseen vaadittavan tarkkuuden saavuttamista puhtaasti data-analyysin keinoin. Ajatuksenamme oli yhdistää kaksi lähestymistapaa parantaa tarkkuutta eksoplaneettojen aiheuttamien signaalien havaitsemisessa. Guillem oli kehittänyt algoritmin tähden spektrien tehokkaampaan hyödyntämiseen laskettaessa tähtien näkösäteen suuntaista heilumista niitä kiertävien planeettojen vaikutuksesta. Minä taas olin kehittänyt entistä herkempiä menetelmiä planeettojen aiheuttaman heilahtelun erottamiseen tähden aktiivisuudesta ja teleskoopin ja instrumentin tuottamasta havaintoihin aiheutuvasta taustakohinasta. Tiesimme, että havaintoaineistoja käytetään tehottomasti. Tähtitieteilijät saattoivat käyttää satoja miljoonia uusiin teleskooppeihin mutta jättivät sijoittamatta muutamaan henkilötyövuoteen, jotta saataisiin lähes vastaava hyöty parantamalla ja tehostamalla havaintoaineistojen analyysimenetelmiä.

Osoittaaksemme menetelmien mukanaan tuoman herkkyyden paranemisen ja sen, että kykenisimme löytämään entistä pienempiä, jopa maapallonkaltaisia planeettoja, tarvitsimme esimerkkikohteen. Proxima Kentaurin aineiston analysointi ei ollut vielä käynyt edes mielessä, vaan Guillem ehdoti testikohteeksi lähitähteä Gliese 676A, jota oli havaittu vuosien ajan HARPS-instrumentilla. Tähteä kiertämästä oli juuri raportoitu massiivinen kaasujättiläinen mutta Guillemin mukaan tähden havainnoissa oli viitteitä muustakin.

”Kuin pyydystäisimme kaloja katiskasta.”

Ulkoplaneetat ja sisäplaneetat

Gliese 676A on osana kaksoistähteä, jonka komponentit, kaksi punaista kääpiötähteä, kiertävät toisensa noin 20 000 vuodessa. Komponentti A on tähdistä massiivisempi, noin 75% Auringosta ja sen kiertoradalta havaittiin vuonna 2009 valtaisa, noin viisi kertaa Jupiteria suurempi jättiläisplaneetta. Havainnoissa oli kuitenkin muutakin. Ne osoittivat muutoksia tähden nopeudessa — kiihtyvyttä, joka osoitti tähden liikkuvan jonkin toisenkin massiivisen kappaleen vetovoiman vaikutuksesta. Tähteä havainnut sveitsiläis-ranskalainen Thierry Forveillen tutkimusryhmä raportoi sen liikkeessä kiihtyvyyttä, jonka selittäisi sitä kiertävä toinen massiivinen planeetta tai ruskea kääpiötähti. Selittävänä tekijänä ei voinut olla kaksoistähden komponentti B, joka oli havaittavaa kiihtyvyyttä aiheuttaakseen aivan liian kaukana.

Huomasimme nopeasti, että Gliese 676A:n kiihtyvyys ei ole tasaista, vaan kasvavaa (Kuva 1. oikealla ylhäällä). Se tarjosi mahdollisuuden tutkia minkälainen kappale voisi vetovoimineen aikaansaada havaittua kiihtyvyyden kasvua. Keplerin lakien mukaisesti, Gliese 676A vaikutti liikkuvan avaruudessa kahden jättiläisplaneetan vetovoiman vaikutuksesta. Kävi ilmi, että tähteä heiluttavat valtavat kaasuplaneetat, jotka ovat molemmat massaltaan noin seitsemän Jupiterin kokoisia. Ne kiertävät tähtensä noin 1000 ja 7000 päivän kuluessa. Kuin Jupiter ja Saturnus, Gliese 676A:n ympärillä on ulkoplaneettojen järjestelmä — planeetat vain olivat tuttuja oman aurinkokuntamme kaasujättiläisiä huomattavasti massiivisempia ja lähempänä tähteään.

Huolellisen havaintomateriaalin analyysin jälkeen paljastui lisää. Saimme selville, että järjestelmän sisäosissa on kaksi pienempää planeettaa, noin neljä kertaa Maata massiivisempi kuuma supermaapallo ja toinen minineptunukseksi luokiteltava kuuma, luultavasti paksun kaasuvaipan omaava planeetta (Kuva 1.). Olimme onnistuneet osoittamaan analyysimenetelmiemme tehon tekemällä merkittäviä löytöjä Forveillen ryhmän keräämästä datasta. Tehokkaammilla menetelmillämme onnistuimme saamaan datasta selville kokonaisen planeettakunnan olemassaolon yhden jättiläisplaneetan sijaan.

Havainnot paljastivat tähden Gliese 676A olevan erittäin poikkeuksellisen planeettakunnan ympäröimä. Järjestelmä muistuttaa Aurinkokuntaa, koska se on samalla tavoin hierarkinen — Gliese 676A:n ulommat kaasuplaneetat kiertävät tähteä rauhallisilla radoilla, suhteellisen kaukana, järjestelmän viileissä ulko-osissa. Pienemmät sisäplaneetat taas ovat radoillaan lähempänä tähteä. Aurinkokunnan näkökulmasta on kuitenkin omituista, että kaikki planeetat ovat 5-10 kertaa suurempia kuin vastineensa, Aurinkokunnan sisä- ja ulkoplaneetat, mutta kiertämässä Aurinkoa pienempää tähteä. Lisäksi, punaisten kääpiötähtien jättiläisplaneetat ovat harvinaisia — keskimäärin punaisia kääpiöitä kiertää vähintään kolme planeettaa mutta jättiläisplaneettoja on vain noin yhdessä järjestelmässä kahdestakymmenestä.

Yhteistyöni Guillemin kanssa oli alkanut menestyksekkäästi mutta se oli vasta alussa. Olimme osoittaneet, että havaintojen tarkkuutta — ja siten niistä saatavan tiedon määrää — oli mahdollista kasvattaa puhtaasti matemaattisin, tilastollisin ja laskennallisin keinoin. Keskittymällä entistä tehokkaampaan havaintojen analysointiin oli jopa mahdollista havaita planeettoja, joita havainnot tehneet tutkijat itse eivät olleet nähneet. Päätimme kuitenkin testata menetelmiämme kattavammin. Hankin käsiini toisen läheisen punaisen kääpiötähden Gliese 163:n Doppler-spektroskooppiset havainnot, jotta voisimme koettaa menetelmiemme toimivuutta vielä toisenkin esimerkin kanssa. Harmiksemme tähden havainnoista vain noin 35% oli julkaistu — loput materiaalista oli vielä rajattu, tyypilliseen tapaan, vain tähteä havainnoineen saman sveitsiläis-ranskalaisen tutkimusryhmän käyttöön Euroopan Eteläisen Observatorion havaintoarkistossa. Päätimme silti selvittää mihin menetelmämme pystyisivät ja ryhdyimme aikaa vievään, vaivalloiseen datan analysointiin.

Tiukkaan pakatut planeettakunnat

Gliese 163:n järjestelmän eksoplaneetta sai löytyessään runsaasti julkisuutta. Se herätti huomiota, koska kyseessä on supermaapalloksi kutsuttu Maata massiivisempi planeetta, joka kiertää tähteään sen elinkelpoisella vyöhykkeellä. Vaikka Gliese 163 c on yli seitsemän kertaa Maata massiivisempi, se saattaa silti olla kiinteän pinnan omaava kiviplaneetta, ja löytö huomioitiin nopeasti kandidaattina eläväksi planeetaksi.

Planeetan Gliese 163 c löytö raportoitiin poikkeuksellisesti tähtitieteen konferenssissa vuoden 2012 syyskuussa ja tehdyistä havainnoista tai siitä, mitä tarkalleen oli löydetty, ei ollut tarjolla muuta kuin esitelmä muille tähtitieteilijöille. Tieteellistä artikkelia, dokumenttia, joka vaaditaan, jotta muut tähtitieteilijät voivat varmistua havainnon olevan tieteellisesti hyvin perusteltu, ei ollut olemassa. Yhdessä Guillemin kanssa ymmärsimme, että olimme myöhässä — olimme saaneet arkistoiduista havainnoista planeetan olemassaolon selville jo heinäkuussa mutta suunnittelemamme tieteellinen artikkeli oli vasta alkutekijöissään. Emme voineet enää raportoida uutta planeettaa, koska sen olemassaolo oli jo julkista tietoa. Kiirehdimme silti analyysiemme kanssa ja kirjoitimme artikkelin valmiiksi, jotta voisimme julkaista tuloksemme. Siitä alkoi yksi kiusallisimmista julkaisuprosesseista, joissa olen tieteellisen urani aikana ollut mukana.

---

Tieteessä varmistetaan uusien tutkimustulosten oikeellisuus käyttämällä vertaisarvioinniksi kutsuttua menetelmää. Ajatuksena on, että uudet tulokset lähetetään arvioitaviksi alan asiantuntijoille, jotka päättävät joko suositella tulosten ja niistä kirjoitetun artikkelin julkaisemista tai hylkäämistä. Arvioijat voivat myös suositella muutoksia ja korjauksia artikkeliin, jotta se saadaan muokattua heidän mielestään julkaisukelpoiseen kuntoon. Tällä tavalla voidaan varmistaa, että uudet tutkimukset on tehty tieteellisen metodin edellyttämällä huolellisuudella, olemassaoleva tieteellinen tieto huomioiden ja toimivia menetelmiä käyttäen. Virheet, epätarkkuudet tai huolellisuuden puute havainnoinnissa, niiden käsittelyssä ja johtopäätösten teossa, tulevat silloin armotta esiin, kun tavallisesti yhdestä kolmeen asiantuntijaa koettaa etsiä tutkimuksesta heikkouksia, jotka estäisivät julkaisemisen. Prosessin läpäissyt tiede ei välttämättä ole lopulta kaikilta osiltaan oikein, mutta epätieteellinen roska ja räikeät virheellisyydet karsiutuvat julkaistavien tulosten joukosta erittäin tehokkaasti.

Arvioijien valinnasta päättävät tieteellisten julkaisusarjojen toimittajat, jotka valjastavat alan parhaat asiantuntijat tarkastelemaan uusien tulosten laatua. Toimittajat ovat julkaisijan palkkalistoilla mutta arvioijat ovat tekemässä vapaaehtoistyötä — he eivät saa vaivannäöstään minkäänlaista korvausta, vaikka vastaavat julkaisusarjoille elintärkeästä laaduntarkastuksesta ja takaavat niiden luotettavuuden. Julkaisusarjat, usein kaupallisia, voittoatavoittelevia toimijoita, taas myyvät valmiit tieteelliset julkaisut lukijoilleen runsasta korvausta vastaan. Joskus arvioijat itsekin (tai heidän yliopistonsa) maksavat absurdisti pääsystä lukemaan tieteellisiä julkaisuja, joita ovat itse olleet arvioimassa.

Tieteentekijöiden hyväksikäyttö on institutionalisoitu liiketoimintamalli, jolle ei ole mitään kestäviä perusteita. Mutta julkaisupolitiikka on sekin subjektiivista ja toisinaan ongelmallista, joskus inhimillisistä vioista ja ominaisuuksista kärsivää toimintaa, josta pyrkimys objektiivisuuteen on kaukana. Joskus esiintyy jopa suoranaista epärehellisyyttä, kun kilpajuoksu merkittävistä löydöistä käy kuumimpana.

Havaitsimme tämän julkaistessamme Gliese 163:n planeettakunnasta raportoivaa artikkelia. Arvioija, jolle työmme oli lähetetty, viivytti sen julkaisua kaikissa käänteissä ja koetti estää sen julkaisun epätieteellisiin syihin vedoten ja maalitolppia siirrellen. Vikoja itse tutkimuksessa, menetelmissä tai tuloksissa ei ilmennyt. Viivyttelyn syy selvisi, kun otimme sen puheeksi julkaisun toimittajan kanssa. Arvioijamme oli kilpailevan tutkimusryhmän jäsen, sen saman ryhmän, jonka edustaja oli puhunut järjestelmän planeetoista syyskuisessa konferenssissa. Toimituksessa kuitenkin ymmärrettiin välittömästi syntynyt eturistiriita ja artikkelimme hyväksyttiin julkaistavaksi mutta vahinko oli jo tapahtunut. Gliese 163:n planeettakunnasta kertova kilpailevan ryhmän artikkeli oli hyväksytty julkaistavaksi samassa julkaisusarjassa omaamme ennen. Toimitus myönsi räikeän virheensä ja katsoi tarpeelliseksi varmistaa, että molemmat artikkelit ilmestyisivät samanaikaisesti. Ne julkaistiinkin rinta rinnan vuoden 2013 elokuussa, ja kunnia planeettakunnan löytämisestä jakautui lopulta tasan, molemmille tutkimusryhmille. On jälkikäteen tarkasteltuna erikoista, että arvioija ei missään vaiheessa suositellut artikkelimme julkaisua mutta se läpäisi silti vertaisarvioinnin. Tuolloin emme kuitenkaan asiasta välittäneet.

Julkaisussamme onnistuimme havainnollistamaan menetelmiemme toimivuuden ennenkuulumattomalla tavalla. Vaikka saimme käsiimme vain murto-osan tehdyistä havainnoista, kykenimme saamaan selville kokonaisen planeettakunnan olemassaolon aivan samalla varmuudella kuin kilpaileva tutkimusryhmä, jolla oli havaintoaineistoa lähes kolminkertainen määrä. Se ei tarkoita, että havaintoja olisi tarvittu vähemmän, vaan sitä, että tähtitieteilijät eivät kuulustelleet kallisarvoisia havaintojaan lähellekään tarpeeksi intensiivisesti saadakseen kaiken mahdollisen tiedon havaitsemastaan kohteesta. Ilmeisesti kilpailevassa ryhmässä ymmärrettiin, että olimme useita askeleita edellä havaintojen käsittelyn menetelmissä ja siksi artikkelimme julkaisua koetettiin viivytää epärehellisin keinoin.

---

Tähden Gliese 163 planeettakunta ja monet muut vastaavat löydökset osoittavat, miten supermaapallot ja minineptunukset muodostavat tyypillisesti verrattaen tiukkaan pakattuja planeettakuntia punaisten kääpiötähtien ympärille. Järjestelmässä on ainakin kolme planeettaa — kuuma minineptunus, lämmin supermaapallo, ja kylmä neptunuksenkokoinen planeetta. Näiden lisäksi on viitteitä yhdestä tai kahdesta muustakin kiertolaisesta mutta niiden olemassaolo ei ole täysin varmaa. Järjestelmässä on kuitenkin erilaisia planeettoja erilaisilla radoilla ja se tarjoaa mielenkiintoisen esimerkin monimuotoisesta planeettakunnasta, joka ei muistuta omaamme juuri miltään osin.

Tutkimuksessamme osoitimme, että Gliese 163:n järjestelmä on vain juuri ja juuri stabiilissa tilassa. Planeetat ovat pakkautuneet niin lähelle toisiaan, että niiden keskinäiset vetovoimat suistaisivat yhden tai useampia kappaleita radoiltaa, jos planeettojen etäisyydet olisivat hiukankin pienempiä tai niiden radat hiukan soikeampia. Se on tietenkin odotettavissa — planeettakuntaa ei voi havaita tilassa, joka on epästabiili, koska silloin se olisi jo kauan sitten hajonnut omaan mahdottomuuteensa. Mutta pelkkä sattuma ei tuota järjestelmiä, jotka ovat stabiiliutensa rajoilla. Ratkaisun täytyy löytyä fysiikan julmista, muuttumattomista laeista.

Mahdollinen selitys tiukkaan pakattujen planeettakuntien yleisyydelle on se, että Jupiterin ja saturnuksen kokoiset jättiläisplaneetat ovat harvinaisia punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla. Kun tähden synnyssä yli jäävä kaasu ja pöly ei pääse kasautumaan yhdeksi tai kahdeksi jättiläisplaneetaksi, se muodostaa suuren määrän pienempiä kappaleita, aina Maapalloa pienemmistä kiviplaneetoista Neptunuksen kokoluokan kaasuplaneettoihin. Syntyvät lukuisten, verrattaen pienikokoisten planeettojen järjestelmät asettuvat sitten hiljalleen stabiiliin tilaan vuosimiljoonien ja -miljardien saatossa. Järjestelmien ollessa nuoria, tapahtuu planeettojen lähiohituksia ja niitä seuraavia väkivaltaisia törmäyksiä — jotkut planeetoista sinkoutuvat jopa tähtienväliseen avaruuteen, planeettakuntien ulkopuolelle. Jäljelle jääneet kappaleet ovat niitä, jotka pysyvät vakailla, tiukkaan pakatuilla radoilla — kaikki liian lähellä toisiaan olleet planeetat puuttuvat. Tilanne on lähinnä tautologinen. Planeettojen radat ovat stabiileja, koska epästabiileilla radoilla olleet planeetat ovat hävinneet jo kauan sitten.

Oikeastaan tähtien Gliese 676A ja Gliese 163 järjestelmät kuvastavat vain saman kolikon kahta eri puolta. Molemmat järjestelmät ovat omalla tavallaan tiukkaan pakattuja planeettakuntia. Kummassakaan ei ole juurikaan tyhjiä ratoja, joilla toistaiseksi tuntemattomat planeetat voisivat pysyä stabiileilla radoilla. Toisessa on jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, joiden valtaisa vetovoima tyhjentää ratojensa ympäristöt pienemmistä kappaleista mutta toisessa ne voivat kiertää tähteään aivan vieri vieressä. Ero saattaa selittyä sillä, että Gliese 676A:n kertymäkiekossa oli planeettojen syntyvaiheessa enemmän materiaa, jolloin jättiläisplaneettojen synty oli mahdollista.

---

Tiedostimme yhdessä Guillemin ja monien muiden kollegoiden kanssa M-spektriluokan punaisten kääpiötähtien olevan runsaiden planeettakuntien saarekkeita jo lähes vuosikymmen sitten. Tiedon karttuessa näkemys on vain vahvistunut — tiedämme, että käytännössä jokaisen punaisen kääpiön ympärillä on planeettakunta ja että niistä valtaosa on tiukasti pakattuja järjestelmiä. Planeettoja on keskimäärin ainakin kolme jokaisessa järjestelmässä, luultavasti vielä sitäkin paljon enemmän. Planeettakuntia on myös aivan lähimpien punaisten kääpiöiden järjestelmissä. Vuonna 2011 emme sitä tienneet mutta tutkimuksemme johti lopulta kahden lähimmän eksoplaneetan löytöihin Proxima Kentaurin ja Barnardin tähden järjestelmistä. Se on kuitenkin vain yksi suurista tieteellisistä tuloksista, joka sai tavallaan alkunsa Göttingenin historiallisessa kaupungissa.

---

Punaisten maailmojen synty

14.6.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Synty ja kehitys

Valtaosa Linnunradan ja maailmankaikkeuden tähdistä on punaisia kääpiötähtiä. Niiden ympäriltä löytyy valtaisa määrä pieniä planeettoja — keskimäärin ainakin kolme planeettaa per tähti. Se taas tarkoittaa, että kaikki planeettojen yleisyydestä kertovat tilastot ovat punaisia kääpiötähtiä kiertävien planeettojen dominoimia. Emme voi siis alkuunkaan ymmärtää eksoplaneettojen moninaisuutta, yleisyyttä ja planeettakuntien diversiteettiä tarkastelematta ensimmäisenä juuri punaisten kääpiötähtien maailmoja. Kuinka oikeastaan saavat alkunsa ne lukemattoman moninaiset maapallojen, supermaapallojen ja minineptunusten järjestelmät, joita on niin runsaasti jo aivan Aurinkokunnan lähinaapurustossa?

---

Kaikki alkaa, kun tähdet syntyvät materian pudottua oman gravitaationsa tuottamaan potentiaalikaivoon. Prototähtien ympärille muodostuu silloin kertymäkiekko, jossa aines on vajonnut keskimääräisen pyörimisakselinsa määrittämään tasoon. Silloin materian tiheys kasvaa niin suureksi, että pölyhiukkaset ryhtyvät törmäilemään toisiinsa muodostaen suurempia kappaleita ja lopulta satoja protoplaneettoja, planeettojen alkioita ja esiasteita. Kehityskulkua ei kuitenkaan tarvitse arvailla, vaan sitä voidaan simuloida asettamalla näitä protoplaneettoja kiertämään tähteään keskelle kertymäkiekkoa ja katsomalla mitä tapahtuu. Käy ilmi, että lopputuloksena on hyvinkin havaitunkaltaisia planeettakuntia.

Vaikka kyseessä onkin kaoottinen prosessi, planeettakuntien synnyn etenemiseen vaikuttavat tekijät ovat aina samoja ja lopputulos samankaltainen. Pienet kappaleet törmäilevät hanakasti ja törmäyksissä muodostuu keskimäärin suurempia kappaleita. Lisäksi kertymäkiekon kaasun ja pölyn kitka hidastaa kappaleiden ratanopeuksia ja saa ne vajoamaan syvemmälle vastasyntyneen tähden gravitaatiokaivoon, eli lähemmäs tähteä. Lopulta, kun tähden säteily ja hiukkastuuli puhaltavat kiekon kaasun ja pölyn pois järjestelmästä, törmäily lakkaa. Jäljelle jääneiden kappaleiden kiertoradat ovat silloin riittävän väljiä, koska jäljellä ovat enää planeetoiksi kutsumamme suurimmat kappaleet tiukkaan pakatussa järjestelmässä aivan tähden lähellä (Kuva 1.). Sattuma määrää kuinka monta planeettaa järjestelmään jää ja mitkä niiden täsmälliset kiertoradat ovat mutta keskimäärin ne muodostavat kuumien maapallojen, supermaapallojen ja minineptunusten planeettakuntia, joita on havaittu useita aivan lähitähtien ympäriltä. Luonnonlait hiovat satunnaisuudesta esiin järjestystä ja tuottavat samankaltaisia lopputuloksia kaikkialla.

Planeetat syntyvät kertymäkiekon pölystä mutta kiekon kaasulla on syntyprosessiin merkittävä vaikutus. Planeettojen muodostuessa ja kertymäkiekon vielä ollessa voimissaan (Kuva 1., harmaa alue), tapahtuu valtaosa kappaleiden törmäyksistä ja planeetat saavuttavat likimain lopulliset massansa. Mutta samalla kaasu päätyy planeettojen pinnoille ja syntynyt planeettakunta saa jäsenilleen vetypitoiset kaasukehänsä. Sen jälkeen planeettojen kehityskaaret ja niiden kaasukehien koostumukset eriytyvät toisistaan riippuen niiden syntypaikasta ja etäisyydestä tähdestään. Etäisyys on planeettakunnissa kaikki kaikessa. Mutta lopulliset kiertoradat eivät ilmeisesti kerro paljoakaan siitä, millä etäisyydellä tähdestä protoplaneetat ovat syntyneet — aivan kuin järjestelmä unohtaisi alkutilansa pyyhkien pois kaikki merkit historiastaan ja kehityksestään. Se on huono uutinen eksoplaneettatutkijoille. Emme voi ennustaa esimerkiksi sitä, millä etäisyydellä tähdistä esiintyy enemmän vaikkapa meriplaneettoja. Syntyprosessin kaoottisuus varmistaa sen, että vettä voi olla runsaasti — tai vain hyvin vähän — riippumatta siitä, millä etäisydellä tähdestään planeetta sattuu kiertämään.

---

Planeettojen syntyprosessin satunnaisuus voi kuitenkin olla hyväkin asia. Se varmistaa, että jokainen planeettakunta on omanlaisensa maailmojen kokoelma ja jokainen uusi planeettakunta, jonka havaitsemme, on jollakin tavalla uniikki avaruuden saarekkeensa. Jo nopea, aivan lähimpien punaisten kääpiötähtien tarkastelu osoittaa että on mahdotonta ennustaa minkälainen planeettakunta yksittäisellä tähdellä on ympärillään mutta ne kaikki ovat mielenkiintoisia kohteita tutkimukselle ja uusille havainnoille. On kirjaimellisesti mahdotonta ennustaa mitä uudet havainnot lähimmistä tähdistä, kuten Proxima Centauri ja Barnardin tähti, tuovat tullessaan mutta se on varmaa, että löytöretkemme lähiavaruuden planeettakuntiin on vasta alussa.

---

Valot päälle, Proxima b

7.6.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Miljardit lamput, jotka valaisevat kotejamme, teitämme ja muuta infrastruktuuriamme, auttavat meitä selviämään heikon yönäkömme aiheuttamista haasteista. Emme kompastu yöaikaan katukiviin, koska katulamput valaisevat kokonaisia kaupunkeja ja asuinalueita niin tehokkaasti, että edes nukkuminen ei tahdo onnistua, jos emme pimennä makuuhuoneitamme verhoilla. Valaisulla on kuitenkin vääjäämättömät seurauksensa. Osa valosta heijastuu tavaalle maanpinnasta tai rakennuksistamme ja osa karkaa sinne suoraan suunnattuamme valonlähteemme epäoptimaalisilla tavoilla. Valosaasteemme on saanut meidät kautta planeettamme unohtamaan miltä tähtitaivas todellisuudessa näyttää ja sen häiritsevä vaikutus on saanut yöllä liikkuvat eläimet sekaisin niille tuhoisin seurauksin. Mutta lähettämämme valo sisältää myös merkittävän viestin. Se voisi olla havaittavissa toiselta planeetalta, kaukaa aurinkokuntamme ulkopuolelta, kielien planeettamme olevan teknisen sivilisaation asuttama. Viestimme tavallaan valolla jatkuvasti avaruuteen merkkisignaalia omasta olemassaolostamme ja on mahdollista, että joku on jo huomannut valomerkkimme — aivan kuten on mahdollista, että joku on havainnut vaikkapa planeettamme ylikulun Auringon editse.

Moninaiset sähkövalomme loistavat planeettamme pimeällä puolella niin voimakkaina, että niiden havaitseminen Maan kiertoradalta on suorastaan naurettavan helppoa. Kaupungit loistavat kellertävää valoaan sitä voimakkaammin mitä tiheämmin asuttuja ne ovat ja mitä suuremmiksi ne ovat kasvaneet. Kyseessä on yksinkertainen keinovalon tuominen niihin vuorokaudenaikoihin ja paikkoihin, joissa näköaistimme ei riitä tuottamaan riittävän yksityiskohtaista kuvaa ympäristöstämme. Jos jokin toinen tekninen sivilisaatio on sopeutunut käyttämään näkyvää valoa elinympäristönsä havainnointiin, on syytä uskoa sen voineen keksiä kyvyn tuottaa valoa aivan samoista syistä. Silloin voimme kääntää kysymyksenasettelun päälaelleen: jos jonkin lähitähden planeetalla on tekninen sivilisaatio, voisimmeko havaita sen olemassaolon tarkkailemalla onko planeeetan pimeällä puolella keinovaloja?

---

Kirjoitin aiemmin israelilais-yhdysvaltalaisen astrofyysikon, Avi Loebin uskomattomasta hypoteesista, jonka mukaan Aurinkokunnan läpi lentänyt tähtienvälisellä radalla oleva komeetta ’Oumuamua, olisikin jonkin teknisen sivilisaation rakentama valopurjeella toimiva luotain. Juuri kukaan ei usko hypoteesin paikkansapitävyyteen, koska vaikka sitä ei voidakaan sulkea pois, havaintomme komeetasta voidaan selittää aivan yhtä hyvin tuntemiemme fysiikan lakien avulla ja mikään ei viittaa siihen, että olisi syytä tehdä valtaisa oletus miljardeja luotaimia lähettävän teknisen sivilisaation olemassaolosta. Loeb kääntää mielellään kysymyksenasettelun päälaelleen todeten senkin olevan oletus, että muita teknisiä sivilisaatioita ei ole. Tavallaan aivan totta mutta tiedettä tehtäessä valitaan aina se havaintoihin sopiva selitysmalli, joka sisältää vähiten ylimääräisiä oletuksia. Itse ainakin aion pitäytyä kunnioittamaan tätä Occamin partaveitseksi kutsuttua periaatetta, ja leikata fantastisen kompleksiset hypoteesit pois rönsyilemästä luotettavien selitysmallien joukosta, jos niitä ei ehdottomasti tarvita selittämään havaintoja. Ja nyt ei tarvita. Mutta Loebilla on muitakin kiinnostavia ajatuksia.

Tuoreessa artikkelissaan (1) Loeb ja Elisa Tabor tarkastelevat toista hypoteettista vaihtoehtoa. Entäpä, jos lähin tuntemamme elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneetta, Proxima b, onkin aivan oikeasti elämälle suotuisa? Entäpä, jos vastoin kaikkia odotuksia, Proxima b on kyennyt pitämään kiinni kaasukehästään ja elinkelpoisuudestaan tähtensä voimakkaista purkauksista ja hiukkastuulesta huolimatta? Entäpä, jos planeetan meret eivät ole kiehuneet, vaan sen pinnalla, valoisan ja pimeän puoliskon rajalla, on syntynyt elämää, monisoluisia organismeja, väritykseltään mustia kasveja ja moninaisia eläimiä muodostaen kokonaisen biosfäärin? Entäpä, jos jokin planeetan laji ryhtyi muokkaamaan ympäristöään, kehittäen siihen työkaluja, halliten tieteen ja osaten rakentaa infrastruktuuria, kuten sähköverkkoja ja valaistusta? Silloin olisi mahdollista, että se laji olisi muokannut Proxima b:n pimeän puolen kodikseen ja rakentanut sinne kaupunkinsa suojaan valoisan puolen voimakkaalta säteilyltä. Ehkäpä silloin voisimme havaita planeetan pimeällä puolella valon kajastusta, joka kertoo teknisen sivilisaation olemassaolosta.

Kaksikon tekemien laskelmien mukaan, Proxima b:n pimeän puolen keinovalot voitaisiin havaita, jos ne vastaavat kirkkaudeltaan noin 5% planeetan tähdestään saamasta säteilystä. On vaikeaa kuvitella miksi sivilisaatio valaisisi planeettansa niin kirkkaaksi — vaadittava kirkkaus on noin 500 kertaa suurempi kuin missään parhaiten valaistuissa kaupungeissa oman planeettamme pinnalla. Jos jo sivilisaation olemassaolo lähijärjestelmässä vaikuttaa epätodennäköiseltä, on kaiken huipuksi todella hankalaa kuvitella sen rakentavan kaupunkeja, jotka loistavat kahdeskymmenesosan kirkkaudella planeettaa valaisevasta tähdestä.

Tulevaisuudessa havaintomahdollisuudet paranevat entisestään (2). Proxima b:n pimeän puolen kaupunkisoitumisen tulisi olla suuruusluokkaa yksi prosentti planeetan pinnasta, jotta havainto tulisi mahdolliseksi suunnitteilla olevilla tulevaisuuden instrumenteilla. Havaintokynnyksen ylittyminen vastaa oman planeettamme kaupunkisoitumistrendin mukaan tilannetta, joka meillä saavutetaan suunnilleen 2200-luvun puolessa välissä, mikäli sivilisaatiomme ei romahda ylitettyämme planetaarisen kantokyvyn. Tämän Thomas Beattyn tuoreen arvion mukaan jopa 80 lähitähteä on lähitulevaisuudessa kuvattavissa tarkkuudella, jolla voimme erottaa niiden kiviplaneettojen megakaupungit, jos ne vain peittävät merkittävän osan planeettojen pinnoista. Silloin teknisten sivilisaatioiden havaitsemisesta tulee jo todellista tieteellisen hypoteesin testausta, joka jäädessään vaille ainuttakaan havaintoa tuottaa silti konkreettisia rajoja kaupunkeja rakentavien teknisten sivilisaatioiden olemassaololle.

---

Epätodennäköisyydestään huolimatta, havaintoa toisten planeettojen keinovaloista kannattaa yrittää. Vaikka se on niin monen häkellyttävän mahdottomalta vaikuttavan sattumuksen takana, se olisi onnistuessaan sivilisaatiomme historian merkittävin havainto ja ratkaisisi kerralla niin Fermin paradoksin kuin muutkin tärkeät kysymykset koskien elämän ja kehittyneiden sivilisaatioiden yleisyyttä maailmankaikkeudessa. Kyseessä ei ole edes villein ehdotus, mitä tähtitieteilijät ovat keksineet miettiessään mahdollisuuksia havaita merkkejä teknisistä sivilisaatioista. Yksi mielikuvituksellisimmista hypoteeseista, jonka olen nähnyt, on ehdotus siitä, että erään nimellä KIC 8462852 tunnetun Kepler-avaruusteleskoopin kohdetähden kirkkaudenvaihtelut selittyvät tähden ympärille rakenteilla olevan Dysonin pallon avulla. Tähtitieteilijät ehdottivat paikallisen sivilisaation rakentavan pallokuoren muotoista rakennelmaa koko tähden ympärille, valjastaakseen käyttöönsä tähtensä kaiken säteilyn. Hypoteesia teknisestä sivilisaatiosta ei tosin tarvita, koska KIC 8462852:n tapauksessa havainnot voidaan selittää aivan luonnollisin syin.

Spekulointi puolestaan on hauskaa ja sitä tarvitaan. Jo seuraava havaintomme voi tuoda eteen todistusaineistoa toisesta teknisestä sivilisaatiosta. Tai sitten emme koskaan näe merkkejä muista tiedettä ja taidetta harjoittavista lajeista. Toistaiseksi kumpaakaan mahdollisuutta ei voida pitää toistaan uskomattomampana.

---

Onko eksoplaneetoilla kuita?

20.5.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Jupiterin järjestelmä on kuin Aurinkokunta pienoiskoossa. Planeettakuntamme suurinta planeettaa kiertää kokoelma erikokoisia kappaleita, joista neljä suurinta löysi jo itse Galileo Galilei yli neljä vuosisataa sitten hänen suunnattuaan yhden maailmanhistorian ensimmäisistä kaukoputkista maanpäällisten kohteiden sijaan taivaalle. Jupiteria kiertämästä on havaittu jo 79 erikokoista kiertolaista, jotka muodostavat valtavan kirjon erilaisia, omalaatuisia kappaleita ja maailmoja. Ehkäpä kiinnostavimmat Jupiterin kuista ovat Europa, Ganymedes ja Kallisto, joiden paksujen jääkuorten alla vellovat suolaiset valtameret, joissa ehkä jopa elävät organismit voisivat kukoistaa geotermisen energian voimin. Mutta myös Aurinkokunnan tuliperäisin kappale, tulivuorten täplittämä Io on mielenkiintoinen maailmansa.

Saturnusta kiertää vieläkin monimuotoisempi kirjo erilaisia kappaleita. Sen 82 tunnetusta kuusta Enceladus piilottelee valtamerta jääkuorensa alla ja Titan on aivan omanlaisensa kemian omaava kiertolainen, jonka pinnalla jäätynyt vesi muodostaa peruskallion ja nestemäinen metaani järvet. Tiedämme havaintojemme perusteella, että kuut ovat paljon yleisempiä kuin planeetat, koska pienemmät kappaleet ovat aina suurempia lukuisampia. Eikä ole mitään syytä olettaa, että muissa tähtijärjestelmissä ja planeettakunnissa olisi toisin. Ainuttakaan eksokuuta, eli eksoplaneettaa kiertävää luonnollista satelliittia, ei tosin ole vielä luotettavasti havaittu. Vai onko?

Vuonna 2017 Alex Teacheyn tutkimusryhmä julkaisi ensimmäisiä viitteitä eksokuusta perustuen heidän löytämäänsä ylikulkuun Kepler-avaruusteleskoopin havainnoista kohteesta Kepler-1625. Tähteä kiertää valtaisa jättiläisplaneetta, Jupiteria lähes 12 kertaa massiivisempi kaasujättiläinen. Se on vain juuri ja juuri tarpeeksi pienimassainen ollakseen planeetta eikä ruskea kääpiötähti ja sen ylikulku on ollut helppoa havaita Keplerin tarkoista havainnoista, vaikka planeetan suhteellisen pitkä 287 päivän kiertoaika tähtensä ympäri mahdollisti vain kolmen yksittäisen ylikulun havaitsemisen. Jokaisessa niistä näkyi kuitenkin anomalioita (Kuva 2.), pieniä vääristymiä ja lisähimmenemistä, joka voisi johtua neptunuksenkokoisesta kuusta kiertämässä planeettaa Kepler-1625 b. Kaikeksi huipuksi, himmentymät eivät olleet tasaisesti planeetan varjon molemmin puolin kuten voisi olettaa rengasjärjestelmän aiheuttaman himmenemisen olevan, vaan näyttivät vaihtavan paikkaa, kuten kiertoradalla oleva kuu. Kuun arvioitu valtaisa koko herätti välittömästi epäilyksiä, kuten sekin, oliko havaintojen tarkkuus edes riittävää sen havaitsemiseen kyseessä ollessa järjestelmä peräti 8000 valovuoden päässä.

Vaikka oletetun planeettaa Kepler-1625 b kiertävän kuun ylikulut olivat juuri ja juuri tilastollisesti merkitsevä havainto, se ei kuitenkaan ollut niin vakuuttava, että löytö olisi hyväksytty muitta mutkitta ensimmäiseksi tunnetuksi eksokuuksi. Edes tutkijat itse eivät olleet täysin vakuttuneita, vaan kirjoittivat varovaiseen sävyyn miten hypoteettisen eksokuun Kepler-1625 b I olemassaolon puolesta on todistusaineistoa muttei tutkijoiden ”kultastandardiksi” ajatteleman ”viiden sigman verran” ja että kuun olemassaoloon on suhtauduttava varovaisuudella.

Nepunuksenkokoisen kuun olemassaolo vaikutti myös hankalalle selittää suhteessa tietoihin planeettakuntien synnystä. On miltei mahdotonta kuvitella miten Neptunus voisi päätyä massiivisen super-Jupiterin kiertoradalle stabiiliksi kuuksi. Ei siksi ollutkaan yllätys, että löytö asetettiin heti kyseenalaiseksi, kun riippumaton tutkijaryhmä uudelleenanalysoi Keplerin ottamat havainnot ja huomasi kuuksi tulkitun signaalin olemassaolon riippuvan käytetystä menetelmästä poistaa havainnoista kohinaa ja häiriöitä. Lisäksi, kaikeksi yllätykseksi tutkijat huomasivat kohinan voivan tuottaa havaintoihin kuuksi tulkittavia merkkejä jopa 10% todennäköisyydellä. Kuten monien muidenkin jännittävien löytöjen tapauksissa, ensimmäinen eksokuukin näytti haihtuvan ilmaan dataa käsitelleiden tutkijoiden tietokoneiden näytöillä.

Ensimmäisen eksokuun saaga ei kuitenkaan ollut ohi. Löydön tehneet Alex Teachey ja David Kipping havaitsivat kohdetta Hubble-avaruusteleskoopilla koettaen nähdä tarkemmin planeetan ylikulun ja selvittääkseen oliko kuun olemassaolosta viitteitä riippumattoman teleskoopin mittauksissa. Heidän saatuaan havaittua vielä yhden ylikulun ja nähtyään jälleen viitteitä kuun olemassaolosta, he julkistivat kuun olemassaolon olevan havaintojen tukemaa kahden eri instrumentin mittausten puoltaessa sen olemassaoloa. Tulosta ei kuitenkaan voida katsoa täysin varmistetuksi, koska vaihtoehtoiset selitykset havainnoista löytyneille anomalioille ovat edelleen hyvinkin mahdollisia, minkä toiset tutkijat luonnollisesti toivat esiin heti perehdyttyään tieteeseen tuloksen taustalla.

Lisää viitteitä eksokuista

Kepler-avaruusteleskoopin planeettakandidaatin numero 1625 kuulöytö näyttää mahdolliselta mutta sitä ei ole varmistettu eikä sitä siten voida pitää kiistattomana, ensimmäisenä havaintona eksokuusta. Kuita voidaan kuitenkin havaita myös niiden vetovoiman vaikutuksesta, vaikka niiden ylikuluista tähtien editse ei olisikaan mitään viitteitä niiden pienen koon vuoksi.

Kuu vetää kiertämäänsä planeettaa puoleensa vetovoimansa avulla. Aivan samoin kuin planeettoja voidaan havaita ainoastaan niiden vetovoiman vaikutusten perusteella, myös kuita voidaan havaita tarkkailemalla pieniä muutoksia siihen, milloin planeetat kulkevat tähtiensä editse. Pienet, muutamien minuuttien muutokset planeettojen tavallisesti kellontarkoissa ylikulkuaikatauluissa antavat viitteitä siitä, että jotkin suhteellisen massiiviset kappaleet vetävät niitä puoleensa. Sellaisia kappaleita ovat esimerkiksi planeettoja kiertävät kuut. Planeetan kiertäessä sen itsensä ja kuun yhteisen massakeskipisteen ympäri, ylikulku sattuu vuoroin hiukan aiemmin ja vuoroin hiukan myöhemmin kuin olisi odotettavissa, jos kuu puuttuisi. Pienet, joidenkin minuuttien mittaiset jaksolliset heilahtelut ylikulkuaikataulussa paljastavat siten kuun olemassaolon — ainakin teoriassa.

Chris Fox ja Paul Wiegert julkaisivat kesällä 2020 raporttinsa, jonka mukaan jopa kuusi Kepler-avaruusteleskoopilla havaittua pientä planeettojen ylikulkujen aikatauluanomaliaa olisi selitettävissä planeettoja kiertävien kuiden vaikutuksella. Tilanne on varsin mielenkiintoinen. Toisaalta, samat anomaliat voidaan tulkita havaitsematta jääneiden järjestelmän muiden planeettojen aiheuttamiksi mutta aivan yhtä hyvin ne voivat olla merkkejä eksokuiden olemassaolosta. Tutkijoiden laskelmat osoittavat, että molemmat skenaariot ovat karkeasti arvioiden yhtä todennäköisiä — kahdeksasta valitusta kohteesta kahdelle planeetan vaikutus selittää havainnot hiukan paremmin mutta kuudelle muulle kuun vetovoima on aavistuksen parempi selitys. Kyseisiä kuutta anomaliahavaintoa on siis mahdollista ajatella todellisina ensimmäisinä eksokuukandidaatteina.

Ehkäpä ensimmäisiä eksokuita ei ole vielä havaittu mutta saavutus alkaa olemaan aivan instrumenttiemme tavoitettavissa. Aivan kuten eksoplaneettahavaintojenkin kanssa, ensin alan pioneerit tekevät hartiavoimin työtä ensimmäisten havaintojen mahdollistamiseksi. Havainnoista kiistellään aikansa, koska osa tutkijoista ei pidä niitä uskottavina. Osa ensimmäisistä havainnoista osoittautuukin virheellisiksi ja epäilijät saavat uutta vettä myllyynsä. Mutta lopulta ensimmäinen kiistaton havainto saadaan tehtyä ja pian kuita löydetään useista kohteista, erilaisista mielenkiintoisista järjestelmistä, usean tutkimusryhmän voimin. Voimme olla varmoja, että eksokuiden havaitseminen tulee paljastamaan mullistavia uusia löytöjä. On käytännössä varmaa, että lukuisilla jättiläisplaneetoilla ja pienemmillä planeetoilla on kuita kumppaneinaan muissakin tähtijärjestelmissä. Siitä varmistuakseen ei tarvitse kuin havaita Aurinkokunnan kuiden valtaisaa määrää ja diversiteettiä ja todeta kuiden muodostuvan väistämättä kaikkialle missä vain on planeettojakin. Niin ainakin ajattelemme tähtitieteen tutkijoiden keskuudessa. Tulevaisuuden havainnot näyttävät olemmeko oikeassa.

Asiassa on vieläpä valtaisa bonus. Jotkin eksokuut, sellaiset, joiden havaitseminen alkaa olemaan mahdollista, voivat olla elinkelpoisia, maankaltaisia paikkoja. Ja kuitenkin varmasti niin kovin erilaisia kuin oma kotimme, Maa.

---

Nimihirviö ”Kepler-1625 b I” on rakennettu samalla periaatteella kuin Jupiterin suurimpien kuiden Ion, Europan, Ganymeden ja Kalliston nimeäminen — niitä kutsuttiin alkujaan nimillä Jupiter I, Jupiter II, Jupiter III ja Jupiter IV. Kyseessä on siis planeetan Kepler-1625 b ensimmäinen kuu, jota merkitään roomalaisella numerolla I.

---

Kun suojakerroin ei riitä — miten elämä voi piiloutua säteilyltä

4.5.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Proxima Centauria, Aurinkokunnan lähintä tähtinaapuria, kiertää luultavasti kokonainen planeettojen joukko, oma erityislaatuinen planeettakuntansa. Tutkimusryhmäni raportoitua planeetasta tähden kiertoradalla vuonna 2016, Proxima Centauri on ollu intensiivisen tutkimuksen kohteena ja seurauksena tunnemme tähden kiertoradoilta jo kaksi, mahdollisesti jopa kolme planeettaa. Jo varmistuneiden Proxima b:n ja Proxima c:n lisäksi järjestelmässä saattaa olla vielä kolmaskin planeetta. Myös tähteä ympäröivästä pölykiekosta on saatu viitteitä.

Kokonaiskuvamme lähimmästä galaktisesta planeettakuntanaapuristamme alkaa siis muotoutumaan ja monipuolistumaan, paljastaen monia tuttuja yksityiskohtia, joita olemme tottuneet näkemään Aurinkokunnassa mutta saamme selville myös paljon omalle järjestelmällemme omituisia, vieraita tiedonmurusia. Suunnilleen joka kuukausi julkaistaan jokin uusi, kiinnostava tutkimus Proxima Centaurin ja sen planeettakunnan ominaisuuksista, joten tietomme karttuvat varsin nopeassa tahdissa. Tämäkään kuukausi ei ollut poikkeus, kun laaja kansainvälinen tutkijaryhmä raportoi Proxima Centaurin äkillisestä purkauksesta, joka sai tähden kirkastumaan ultraviolettialueella peräti 14000 kertaiseksi normaalista kirkkaudestaan. Havainnolla on dramaattisia seurauksia tulkinnallemme Proxima b:n ominaisuuksista ja elinkelpoisuudesta.

Proxima b kylpee tähtensä lähellä voimakkaassa säteilyssä. Lämpösäteilyä planeetan pinnalle saapuu juuri sopivasti, jotta nestemäisen veden olemassaolo sen pinnan olosuhteissa voisi olla mahdollista mutta muilla aallonpituusalueilla Proxima Centauri ei kohtele seuralaistaan aivan yhtä lempeästi. Ultraviolettisäteily Proxima b:n pinnalla on voimakasta, joidenkin arvioiden mukaan tyypillisesti 30 kertaista Maahan verrattuna. Kyseessä on voimakas säteily-ympäristö, johon emme ole lempeän aurinkomme rauhallisessa loimotuksessa, otsonikerroksen suojissa tottuneet. Elämän edellytyksiä se ei kuitenkaan täysin tuhoa, koska planeetan kaasukehä voi heikentään pinnalle saapuvaa säteilyä riittävästi ja pienikin kerros vettä estää joka tapauksessa tehokkaasti UV-säteilyn molekyylejä hajottavan vaikutuksen. Tähdenpurkausten kanssa on kuitenkin toisin — jopa 14000 kertaiseksi hetkellisesti voimistuva säteily ja ja purkausten hiukkastuuli voivat aikojen saatossa riistää planeetalta koko sen kaasukehän, haihduttaa kaiken veden avaruuteen ja hajottaa jokaisen pinnalla esiintyvän orgaanisen molekyylin elämälle katastrofaalisella tavalla. Tähden purkaukset voivat steriloida planeettoja. Proxima Centauri purkautuu jopa päivittäin ja sen purkaukset ovat noin sata kertaa voimakkaampia kuin Auringon kaikkein energisimmät purkaukset. Ei silti ole selvää, että kyseessä on planeetan täydellisesti steriloiva säteily-ympäristö.

Voimakaskin ultraviolettisäteily pysähtyy pieneen määrään ainetta, kuten vedenpintaan tai kiviainekseen. Niiden alla elävät organismit eivät piittaisi tuon taivaallista vain senttimetrien päässä UV-valossa kärventyvästä pinnasta. Purkausten hiukkastuulikin pysähtyy tehokkaasti magneettikenttään, joka Proxima Centaurilla on luultavasti huomattavasti Maata voimakkaampi, koska planeetta on Maata massiivisempi ja omaa siksi todennäköisesti magneettisesti aktiivisemman vaipan ja ytimen. Magneettikentän tarjoama säteilysuoja näkyisi planeetan taivaalla voimakkaina, jatkuvina revontulina, jotka loistaisivat planeetan pimeällä puolella kaiken aikaa valaisten sen pintaa sinisen ja vihreän väreillä. Jos Proxima b on kyennyt pitämään kiinni kaasukehästään, intensiivinen säteily ja purkaukset ovat kenties tappavia kaikelle elämälle juuri tähden suunnassa mutta mahdolliset elävät organismit hämärän rajamailla, jossa tähti loimuaa ikuisesti horisontissa, eivät ehkä saisi kuolettavaa annosta säteilyä edes pinnan olosuhteissa. Proxima b näyttää nimittäin aina saman puoliskonsa tähteensä päin, ja se saattaa mahdollistaa planeetan pysymisen elinkelpoisena jopa intensiivisessä säteily-ympäristössä.

Jos Proxima b:n pinnalla on monisoluisia, liikkumiskykyisiä eläviä organismeja, niille on elinehto kyetä havaitsemaan jokainen orastava ultraviolettivalon välähdys. Sellaisen havaitseminen kertoo alkavasta muutaman sekunnin kestävästä tähden purkauksesta, jolloin on kiirehdittävä mahdollisimman nopeasti piiloon tappavalta annokselta säteilyä. Niin ainakin spekuloi Proxima Centaurin purkauksia jo vuosia tutkinut tähtitieteen professori Meredith MacGregor pohtiessaan mitä vaikutuksia voimakkailla purkauksilla olisi Proxima b:n hypoteettiselle biosfäärille. Kyseessä on tietenkin vain ajatusleikki mutta monet Maan elävät organismit kykenevät havaitsemaan ultraviolettivaloa mainiosti, ja sellaisen kyvyn syntyminen sopeumana elinympäristössä, jossa ultraviolettivalon määrä kertoo kuolettavasta tähden purkaudesta vaikuttaa hyvinkin realistiselta. Proxima Centauri kuitenkin purkautuu voimakkaasti noin kerran päivässä, joten purkaukset muodostavat olenaisen osan sitä ympäristöä, jossa Proxima b tähteään kiertää.

---

Riippumatta siitä onko juuri Proxima b todellisuudessa elinkelpoinen vai ei, lukuisat planeetat kiertämässä Proxima Centaurin kaltaisia punaisia kääpiötähtiä voivat luultavasti olla elinkelpoisia. Jo siksikin Proxima Centaurin ja sen järjestelmän ominaisuuksien tutkiminen kannattaa — se on lähimpänä naapurinamme yksi helpoimmin havaittavissa olevia kohteita ja sen tutkiminen edesauttaa muidenkin vastaavanlaisten järjestelmien ymmärtämistä. Voimakkaat päivittäiset tähdenpurkaukset ovat osa eksoottista maailmaa, ja Maan elonkirjo ei ole koskaan joutunut sopeutumaan niiden mukanaan tuomiin ongelmiin. On tietenkin mahdollista, että Proxima b:n elonkirjo ei sekään koskaan sopeutunut planeetan säteily-ympäristöön, vaan planeetan kaasukehä ja meret, jos niitä koskaan oli, haihtuivat avaruuteen jo vuosimiljardeja sitten jättäen jälkeensä karrelle palaneen, kuolleen maailman. Sellaisen kehityskulun varmistuminen olisi kuitenkin sekin mielenkiintoista ja auttaisi lisäämään ymmärrystämme niistä miljardeista planeetoista, joita esiintyy jo omassa avaruuden saarekkeessamme, Linnunradan galaksissa.

---

Planeetta, jonka ilmaa emme voi hengittää

20.4.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Koostumus , Synty ja kehitys

Alussa oli vain kaasua ja pölyä. Mutta pölyhiukkaset eivät siedä avaruuden yksinäisyyttä, vaan takertuvat toisiinsa herkästi törmätessään, muodostaen suurempia ja suurempia kappaleita. Lopulta aines oli kasautunut niin isoiksi kimpaleiksi, että gravitaatiovoima otti vallan ja ja syntyi protoplaneetta, jonka pinnalle satoi materiaa ympäröivästä pöly- ja kaasupilvestä. Raskaimpina aineina rauta ja nikkeli, joista Maapallon ydin muodostuu, putosivat pohjalle planeetan saavutettua hydrostaattisen tasapainotilan ja muotouduttua pallomaiseksi. Sen päälle jäivät keveämmät alkuaineet ja hapen, piin, alumiinin ja monen muun aineen muodostama silikaattivaippa ja kuori. Maapallon alussa oli sulaa laavaa ja pääosin vedystä ja sen yksinkertaisista yhdisteistä muodostunut kaasukehä mutta pian kuori jähmettyi muodostaen kiinteän pinnan, jota kutsumme maankamaraksi. Sen jälkeen biogeokemialliset prosessit ottivat vallan ja muuttivat kaiken.

Primitiivinen vedystä ja sen yhdisteistä kuten vedestä, metaanista ja ammoniakista koostunut pelkistävä kaasukehä syntyi tietenkin planeettamme synnyn sivusuotteena, koska planeetat syntyvät keskellä tähteään ympäröivää, pääosin kaasumaisen vedyn ja heliumin muodostamaa kertymäkiekkoa. Vetyä on silloin kaikkialla ja vaikka se keveänä molekyylinä karkaakin helposti avaruuteen maankaltaisen kiviplaneetan pinnalta, sen hapen, hiilen ja typen kanssa muodostamat tutut yhdisteet pysyvät raskaampina planeettamme gravitaatiokaivossa. Pian primitiivinen kaasukehä kuitenkin korvautui voimakkaan tulivuoritoiminnan vapauttamilla kaasuilla. Vety hävisi ja tilalle tuli hiilidioksidin ja typpimolekyylien muodostama kaasuseos. Silloin alkoi myös hiilen geologinen kiertokulku, kun kaasukehän hiili liukeni ensin meriin ja sitoutui merenpohjien karbonaateiksi ja siten osaksi maankuorta, josta tulivuoret vapauttivat sen taas kaasukehään vuosimiljoonien kuluessa.

Lopulta syntyivät elävät solut ja niistä tuli voima, joka muokkasi Maan kaasukehää geologisten aikakausien saatossa. Ne oppivat yhteyttämään ja tuottivat vapaata happea, joka sitoutui aluksi hanakasti rautaoksideiksi ruostuttaen planeettamme kauttaaltaan. Lopulta happea oli kuitenkin liikaa, joten se jäi kaasukehään ja muodosti yhden tärkeän komponentin myöhempien eliöiden tehokkaampaan aineenvaihduntajärjestelmään. Maan ilmakehä ei ole ollut samanlainen aina, vaan se on ollut jatkuvassa muutoksessa. Eksoplaneetoilla tuskin on toisin.

Pienten, koostumukseltaan kivisten eksoplaneettojen ominaisuuksien kartoittaminen ja tutkimus on vasta lapsenkengissään, koska havaintojen tekeminen kaukaisia tähtiä kiertävien kivenmurikoiden ominaisuuksista on niin tavattoman vaikeaa olemassaolevilla instrumenteilla. Uudet lähitähtien eksoplaneettalöydöt kuitenkin tarjoavat lupaavia kandidaatteja planeetoiksi, joiden kaasukehää voidaan tulevaisuudessa havaita. Vain runsaan 26 valovuoden päässä sijaitsevaa planeettaa Gliese 486 b ehdittiinkin jo kuvaamaan kiviplaneettojen Rosettan kiveksi, yhdeksi parhaista kiviplaneetoista, joiden kaasukehien tutkiminen olisi mahdollista avaten kokonaan uuden planeettatutkimuksen haaran — koostumukseltaan maankaltaisten kiviplaneettojen kaasukehätieteen. Toinen aiemmin löydetty planeetta Gliese 1132 b ehti kuitenkin edelle. Sen kaasukehän koostumuksesta onnistuttiin tekemään havaintoja Hubble-avaruusteleskoopilla.

---

Gliese 1132 on aivan tavanomainen punainen kääpiötähti, jota kiertää järjestelmä pieniä planeettoja, kuten luultavasti likimain jokaista vastaavankaltaista pientä tähteä Auringon galaktisessa naapurustossa. Sen planeettakunnan sisin kiertolainen, Gliese 1132 b, on kuitenkin yksi niistä harvoista lähitähtien planeetoista, joka kulkee radallaan säännöllisesti tähtensä editse mahdollistaen ylikulkujen havaitsemisen. Havaintojen perusteella tiedetään kyseessä olevan noin 16% Maata kookkaampi planeetta, joka on massaltaan noin 70% Maata suurempi. Siten kyseessä on samalla keskimäärin Maata hiukan tiheämpi kappale, joka on takuulla kiviplaneetaksi luokiteltava kiertolainen. Planeetalla tosin on todennäköisesti aavistuksen Maata suurempi rautanikkeliydin ja suhteessa ohuempi silikaattivaippa. Gliese 1132 b ei kuitenkaan ole millään muulla muotoa maankaltainen, koska sen kiertorata aivan tähtensä pintaa viistäen tekee planeetasta liian kuuman esimerkiksi nestemäisen veden esiintymiselle. Laskennallinen pintalämpötila 140 celciusastetta on liikaa jopa Maan sitkeimmille kuumaa kestämä än erikoistuneille mikrobeille, ekstremofiileille.

Kuuman kiviplaneetan ylikulkua voidaan kuitenkin tarkastella transmissiospektroskopialla. Se on menetelmä, jossa mitataan kuinka paljon planeetta tähtensä editse kulkiessaan heikentää tähdestä saapuvaa valoa eri aallonpituuksilla. Vaikka pallomainen kiviplaneetta tietenkin peittää saman osuuden tähden pinnasta tarkasteltiin sitä millä aallonpituusalueella hyvänsä, planeetan ohuen kaasukehän suhteen on toisin. Planeetan Gliese 1132 b kaasukehä imee itseensä joitakin aallonpituuksia paremmin kuin toisia, joten tähti näyttää himmenevän joillakin aallonpituuksilla enemmän kuin toisilla — se tarkoittaa, että planeetalla on kaasukehä. Eri kaasukehän molekyylit sitovat eri aallonpituuskaistojen säteilyä, joten riittävän tarkoilla havainnoilla voidaan selvittää erilaisten molekyylien, kuten vaikkapa yksinkertaisten hiilen yhdisteiden vetysyanidin ja metaanin olemassaoloa kaasukehässä (Kuva 2.). Juuri niitä havaittiinkin Gliese 1132b:n kaasukehästä tehdyissä havainnoissa.

Kun sopivan energian fotoni osuu planeetan kaasukehään, se virittää kehän molekyylejä korkeampiin energiatiloihin. Jokaisella molekyylillä on ominaiset energiansa ja siten säteilyn aallonpituudet, joilla ne virittyvät ja suodattavat vastaavan säteilyn pois meitä kohti saapuvasta valosta. Esimerkiksi yksinkertaisen vedystä, hiilestä ja typestä koostuvan vetysyanidin virittää infrapunavalo 1.5 ja 1.6 mikrometrin aallonpituuksien välillä, jolloin tähti näyttää himmenevän hiukan enemmän niillä aallonpituuksilla. (Kuva 2.). Havainnosta vedetyt johtopäätökset ovat kuitenkin mielenkiintoisia.

Ilmeisesti planeetta on menettänyt alkuperäisen vedystä ja heliumista koostuneen kaasukehänsä. Maan tavoin, Gliese 1132 b ei ole tarpeeksi massiivinen, jotta sen vetovoima riittäisi pitämään kiinni pienistä ja vikkelistä vedyn ja heliumin molekyyleistä. Pelkkä lämpöliike saa niiden nopeudet ylittämään planeetan pakonopeuden ja ne vuotavat miljoonien vuosien saatossa avaruuteen. Uuden, raskaampia molekyylejä sisältävän kaasukehän on siksi täytynyt muodostua planeetan syntyaikojen jälkeen. Silloin havainto kaasukehän vetysyanidista ja metaanista on merkki tulivuoritoiminnasta planeetan pinnalla — valtavat laavakentät voisivat vuotaa tuliperäisiä kaasuja planeetan kaasukehään havaittavia määriä. Havaitsemalla pienten kiviplaneetojen kaasukehiä saamme siis tietoa niiden geologiasta, kehityksestä ja muodostumisesta, mikä auttaa ymmärtämään galaktista planeettapopulaatiota ja sen syntyä entistä paremmin.

Havainto on mielenkiintoinen. On ajateltu, että kuumat supermaapallot muodostuvat, kun neptunuksenkaltaiset planeetat ajautuvat liian lähelle tähteään ja tähden säteily ja voimakas hiukkastuuli riisuu niiden kaasukehät pois jättäen jäljelle vain karrelle palaneen kivisen pinnan. Mutta se ei ole loppu, vaan planeetan geologinen aktiivisuus voi tuottaa sille uuden kaasukehän tehden siitä täysin uudenlaisen kappaleen, joita emme tienneet olevan olemassakaan. Kuumat neptunukset voivat siten muuttua kuumiksi supermaapalloiksi, jotka muistuttavat lähinnä Danten helvettiä laavakenttineen ja myrkyllisine kaasukehineen. Niiden ilmaa me emme voi hengittää mutta ne voivat tarjota meille runsain mitoin tietoa yhden yleisen planeettaluokan, kuumien kiviplaneettojen synnystä, kehityksestä ja ominaisuuksista. Tutkimusmatkamme on vasta alussa.

---

Universumin vanhimmat maailmat

6.4.2021 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Synty ja kehitys

Maailmankaikkeus on noin 13.8 miljardia vuotta vanha. Se ei ole ollut olemassa aina, vaan sillä on ollut alku, jota kutsumme leikkisästi ”alkuräjähdykseksi” tietäen hyvin, että mikään ei todellisuudessa räjähtänyt. Koko universumillamme, materialla, ajalla ja jopa itse avaruudella on siis ollut alku — ajanhetki, jota ennen mitään niistä ei ollut olemassa. Siksi on varmaa, että tähtiäkään ei ole ollut aina. Ensimmäiset tähdet muodostuivat, kun maailmankaikkeus oli laajennut ja jäähtynyt riittävästi, noin 0.1-0.3 miljardia vuotta alun jälkeen, mutta tuolloin oli olemassa alkuaineista vain vetyä ja heliumia, sekä ripaus litiumia ja ensimmäisten tähtien ympärille ei luultavasti syntynyt kovinkaan paljon planeettoja.

Kaikki muuttui, kun ensimmäiset massiiviset tähdet räjähtelivät supernovina vapauttaen raskaampia alkuaineita tähtienväliseen avaruuteen. Silloin planeettojen synty tähtien synnyn sivutuotteena käynnistyi ja miljardien maailmojen synty kävi mahdolliseksi. Räjähtäneiden tähtien pölystä syntyivät myöhemmin planeettojen lisäksi kaikki ne tutut asiat, jota maailmoista ainoan elinkelpoiseksi tiedetyn pinnalta tunnemme, kuten vaahterat, peruskalliot, meret ja ihmiset.

Mutta oma planeettamme Maa on vain 4.5 miljardia vuotta vanha. Sitä ennen tähdet planeettakuntineen ovat syntyneet ja kuolleet jo miljardien vuosien ajan ja osa varhaisen maailmankaikkeuden synnyttämistä planeetoista on edelleenkin havaittavissa, aivan Aurinkokunnan lähiavaruudessa.

Helsingin Sanomat kirjoitti tuoreesta eksoplaneettalöydöstä nimeltään TOI-561 b. Se on 561. TESS-avaruusteleskoopin löytämä eksoplaneettakandidaatti, ja sitä kuvattiin ”yhdeksi vanhimmista löydetyistä kiviplaneetoista.” On helppoa olla samaa mieltä siitä, että 10 miljardia vuotta vanha eksoplaneetta tosiaankin saattaa olla yksi maailmankaikkeuden vanhimmista, onhan se syntynyt hulppeat 5.5 miljardia vuotta ennen Maata, maailmankaikkeuden ollessa vain noin neljänneksen nykyisestä iästään. Mutta miten oikeastaan tiedämme kaukaisen kiviplaneetan iän?

---

Tähdet ja niitä kiertävät planeetat syntyvät suunnilleen samoihin aikoihin massiivisten tähtienvälisen aineen pilvien romahtaessa oman gravitaationsa vaikutuksesta prototähdiksi ja niitä ympäröiviksi kertymäkiekoiksi, joita kansoittamaan muodostuvat protoplaneetoiksi kutsutut kappaleet. Planeettojen ja tähtien yhteinen synty takaa myös sen, että ne ovat aina likimain samanikäisiä. Planeettojen verrattaen tarkkaan iänmääritykseen riittää siis tähden iän määrittäminen, mikä voidaankin tehdä käyttämällä hyväksi tähtien asettamista fysikaalisten ominaisuuksiensa perusteella oikeaan kohtaan niiden elinkaarta. Tähdet nimittäin muuttuvat — Aurinkokin kirkastuu hiljalleen ja säteilee lopulta niin voimakkaasti, että noin miljardin vuoden kuluttua Maan meret ja kaasukehä kiehuvat avaruuteen ja tekevät planeetastamme elinkelvottoman autiomaan. Aurinko kuitenkin kirkastuu aivan samoin kuin muutkin yhtä massiiviset keltaiset kääpiötähdet. Asettamalla tähtiä niiden massan ja kirkkauden mukaisesti järjestykseen, voidaan tähtien elinkaarta mallintamalla arvioida kuinka kauan tähdet ovat loistaneet (massan arviointi on sekin varsin kompleksinen prosessi). Sivutuotteena saadaan planeettakuntien ikä.

Tällä tekniikalla arvioitiin myös TOI-561:n ikää ja saatiin tulokseksi, että se on noin 10 miljardia vuotta vanha. Hitaasti muuttuvien vanhojen tähtien iän määrittäminen on kuitenkin hyvin epätarkkaa, joten ikäarvion epävarmuus on noin 3 miljardia vuotta kumpaan tahansa suuntaan. Se taas tarkoittaa, että tähti voi olla syntynyt aivan universumimme alkuaikoina tai vain noin 2.5 miljardia vuotta Aurinkoa ennen — mikä tahansa ikä tältä väliltä on arvion epävarmuuksien rajoissa. Tunnemme kuitenkin tätäkin vanhempia planeettakuntia ja niistä yksi sijaitsee aivan Auringon galaktisessa lähinaapurustossa.

---

Tutkimusryhmäni raportoi vuonna 2014 mielenkiintoisesta planeettakunnasta, kahden supermaapallon muodostamasta järjestelmästä läheisen punaisen kääpiötähden, Kapteynin tähden ympärillä (2). Kyseessä on ikivanha tähti. Kapteynin tähden iäksi on arvioitu noin 11.5 miljardia vuotta — arvion alaraja on 10 ja yläraja noin 12, joten tähti on todennäköisesti vieläkin vanhempi kuin TOI-561. Tiedämme siksi, että jo noin 2.3 miljardia vuotta vanhassa maailmankaikkeudessa muodostui kivisiä planeettoja kiertämään varhaisen maailmankaikkeuden tähtikaartia. Iänmääritys on kuitenkin ongelmallinen. Vaikka Kapteynin tähti on kiistatta vanha — se on itse asiassa syntynyt Linnunradan pienessä seuralaisgalaksissa, joka vuosimiljardien saatossa sulautui omaan galaksiimme — iänmäärityksessä on epävarmuuksia, koska vakaasti loistavat punaiset kääpiöt tarjoavat määritykseen vain vähän havaittavissa olevaa informaatiota. Yksi tapa arvioida ikää onkin se tosiasia, että Kapteynin tähti on osa Omega Centauriksi kutsuttua vanhojen tähtien joukkoa — jäljellä olevaa hajanaista kokoelmaa tähtiä, joka kiertää Linnurataa tyypillisestä poikkeavilla radoilla ja jonka tähdet ovat syntyneet suunnilleen samoihin aikoihin, suunnilleen 11.5 miljardia vuotta sitten.

Mutta edes Kapteynin tähden järjestelmä ei ole vanhin paikka, josta planeettoja on havaittu. Tunnetaan vieläkin muinaisempi planeetta, omituinen PSR B1620−26 b, joka kiertää kahden kuolleen tähden, pulsarin ja valkoisen kääpiötähden muodostamaa paria. Planeetta on vajaat kolme kertaa Jupiteria massiivisempi mutta sen arvioitu ikä on peräti 12.7 miljardia vuotta. Ikä tunnetaan, koska PSR B1620−26 on osa pallomaista tähtijoukkoa yli 12 000 valovuoden päässä Aurinkokunnasta. Joillekin joukon tähdistä iänmääritys on onnistunut ja sen perusteella, että joukoissa kaikki tähdet ovat tyypillisesti hyvin saman ikäisiä, on voitu päätellä myös tämän omituisen, kahdesta kuolleesta tähdestä ja jättiläisplaneetasta koostuvan kolmikon ikä.

Kapteynin tähden planeetat ovat kuitenkin vanhimpia tunnettuja kandidaatteja eläviksi planeetoiksi. Planeetan Kapteyn b pinta on luultavasti paksun jääkuoren peitossa lämpötilan ollessa kymmeniä celciusasteita pakkasen puolella. Jääkuoren alla, vuorovesivoimien lämmittämässä valtameressä elämä voi kuitenkin kukoistaa ja on voinut tehdä niin jo yli kaksi kertaa yhtä kauan kuin elämää on esiintynyt oman kotiplaneetamme pinnalla. Muinaisilla planeetoilla myös elämä voi olla ikivanhaa perua. Kukapa tietää minkälaisia elämänmuotoja maailmankaikkeudessamme on ehtinyt kehittyä jo niiden vuosimiljardien kuluessa, kun omaa aurinkoamme ja planeettakuntaamme ei ollut vielä edes olemassa.