Kaiken tappavaa säteilyä
Voimakas säteily jättää jälkensä planeetan kaasukehään. Säteilyn fotonit kuumentavat kaasukehän ulko-osia, ja saavat yhä useammat kaasun molekyylit hajoamaan. Fotonien luovuttaessa energiansa molekyyleille ja niistä irronneille atomeille, yhä useampi atomi saavuttaa planeetan vetovoimakehtästä pakenemiseen vaadittavan nopeuden. Keveimmät niistä karkaavat luonnollisesti ensimmäisenä vetyatomien johdolla, mutta säteilyllä on vaikutuksensa koko kaasukehän kemiaan ja koostumukseen. Jos pieni kiviplaneetta kohtaa liian voimakkaan säteilyvuon kiertoradallaan, se menettää lopulta kaasukehänsä avaruuteen, eikä kykene ylläpitämään elinkelpoisuuttaan. Ei edes silloin, kun sen kiertorata on asettunut mukavasti keskelle tähden elinkelpoista vyöhykettä.
Kaasukehän olemassaolo on ehdoton välttämättömyys, jotta eksoplaneetta voisi kyetä ylläpitämään biosfääriä pinnallaan. Siksi tähtitieteilijät ovat ensi tilassa keskittyneet etsimään merkkejä pienten kiviplaneettojen kaasukehistä varmentaakseen niiden olevan olemassa ja tutkiakeen sitten niiden ominaisuuksia. Tähtiään lähellä kiertävien kiviplaneettojen kaasukehistä ei toistaiseksi ole havaittu merkkejä kuin voimakkaan tulivuoritoiminnan yhteydessä, laavaplaneettojen olosuhteissa. Viileämpien Maan kokoluokan planeettojen suhteen merkkejä kaasukehistä ei ole vielä havaittu millään varmuudella. Kyse on kuitenkin vain numeroleikistä: kun havaitsemme riittävän monen planeetan ylikulkuja riittävän pitkään, saamme lopulta esiin merkkejä myös kaasukehien olemassaolosta niistä joidenkin kohdalla. Emme kuitenkaan kaikkien, koska aktiiviset tähdet voivat saada planeettansa vuotamaan kaasukehänsä avaruuteen hyvinkin lyhyessä aikaskaalassa.
Kaikki planeetat vuotavat kaasua avaruuteen, joten kaasukehän olemassaolon suhteen on kyse vuodon suuruusluokasta. Sitä puolestaan voi arvioida mallintamalla röntgenalueen ja korkeaenergisen ultraviolettisäteilyn vaikutusta planeettojen kaasukehiin. Ensin on kuitenkin tehtävä havaintoja tyypillisten tähtien tuottamasta korkeaenergisestä säteilystä. Mainio kohde sellaisille havainnoille on lähitähti Wolf 359, joka vain 7.9 valovuoden etäisydellä muodostaa yksinään Aurinkoa viidenneksi lähimmän tähtijärjestelmän. Se on pieni, punainen kääpiötähti, ja yksi harvoista yksinäisistä lähitähdistä, joiden kiertoradalta ei toistaiseksi tunneta varmuudella planeettoja. Tähteä saattaa kiertää Neptunusta massiivisempi planeetta suhteellisen kaukaisella, noin 8 vuoden kiertoradalla, mutta sen olemassaoloa ei ole saatu varmennettua. Sellaisen kaasuplaneetan kiertoradan sisäpuolella on kuitenkin joka tapauksessa runsaasti tilaa pienille Maan kokoluokan kiviplaneetoille.
Wolf 359 on hyvin pieni ja aktiivinen, ja aktiivisuutensa puolesta ehkäpä jopa tyypillisempi punainen kääpiö kuin meitä lähempänä sijaitsevat Proxima Centauri ja Barnardin tähti. Vastaavankaltaisilla tähdillä on lähes poikkeuksetta kiertolaisinaan pienten kiviplaneettojen joukkio lähellä tähteään, elinkelpoisen vyöhykkeen kohdalla ja sen kuumalla sisäpuolella. Mutta voisiko tähden Wolf 359 planeettakunnassa olla elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja, jotka kykenevät myös säilyttämään elinkelpoisuutensa eivätkä menetä kaasukehiään tähden aktiivisuuden puristuksessa?
Tuoreiden Chandra- ja XXM-Newton -avaruusteleskoopeilla tehtyjen havaintojen mukaan, elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneetat tähden Wolf 359 ympärillä, jos niitä on olemassa, ovat todellisissa ongelmissa. Teleskooppien havaintojen avulla määritetty tähden tasaisesti tuottama röntgenalueen säteily (Kuva 1.) antaa mainiot mahdollisuudet arvioida säteilyn vaikutuksia planeettoihin. Yhdessä korkeaenergisen ultraviolettisäteilyn kanssa, Wolf 359:n tuottama röntgenalueen säteily riittää riisumaan pienet kiviplaneetat kaasukehistään jopa miljoonassa vuodessa — silloin järjestelmän pienten kiviplanettojen kaasukehät olisivat tuhoutuneet jo kauan sitten.
Tutkijat tarjoavat kuitenkin kaksi ehtoa sille, että Wolf 359:n elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoilla voisi olla kaasukehät suojanaan. Edellytyksenä on, että planeetta kiertää elinkelpoisen vyöhykkeen viileällä ulkoreunalla ja sillä on peittonaan raskaampien atomien molekyyleistä kuten hiilidioksidista muodostunut kaasukehä. Muussa tapauksessa planeetat menettäisivät kaasukehänsä huomattavasti nopeammassa aikaskaalassa kuin vaaditaan elämän kehittymiseen monimuotoiseksi biosfääriksi. Esimerkiksi maankaltainen planeetta Wolf 359:n järjestelmässä menettäisi kaasukehänsä noin kahdessa miljardissa vuodessa, jolloin sen pinnalle ei koskaan voisi muodostua planeetaltamme tuttua pinnan peittävää biosfääriä. Ei siis ainakaan noudattaen oman evoluutiohistoriamme tapaan noin neljän miljardin vuoden aikataulua. Tulos saattaa olla yleistettävissä muihin vastaavankaltaisiin tähtiin, muttei välttämättä hiukan massiivisempiin ja siten kirkkaampiin punaisiin kääpiöihin, joiden elinkelpoiset vyöhykkeet ovat vastaavasti kauempana.
Tähden Wolf 359 havainnoista saadut tulokset eivät ole ainoita laatuaan. Toinen verrattaen läheinen kohde, L 98-59, joka on hiukan massiivisempi mutta sijaitsee noin neljä kertaa kauempana, on myös ollut tutkimuksen kohteena, koska sitä kiertää ainakin neljä, ehkä jopa kuusi, pientä kiviplaneettaa siistissä muodostelmassa verrattaen lähellä tähden pintaa. Tulokset säteilyn vaikutuksesta sen planeettojen kaasukehiin paljastavat toisenlaisia ongelmia elävien planeettojen havaitsemiselle. Kiviplaneetat tähden L 98-59 järjestelmässä ovat saattaneet kuivua ja hapettua elinkelvottomiksi säteilyn vaikutuksesta.
Aivan tähtensä viereen, tiukkaan pakatuille radoille asettuneet planeetat menettävät todennäköisesti kaiken vetensä tähtensä intensiivisessä säteilyssä verrattaen nopeasti, vaikka pitäisivätkin kiinni kaasukehistään, mikä ei siis ole varmaa. Voimakkaan ultraviolettisäteilyn kärventäessä planeettojen kaasukehiä, niiden sisältämä vesihöyry on erityisen alttiina säteilylle. Vesimolekyylit hajoavat säteilyn vaikutuksesta ja prosessissa vapautuvat keveät vetyatomit karkaavat avaruuteen. Jäljelle jää vain happi, joka takuulla reagoi planeettojen pintojen aineksen kanssa, mutta pysyy myös kaasukehissä pitkiä aikoja. Sellaisessa tilanteessa pyrkimyksemme havaita kaasukehien happipitoisuutta merkkinä yhteyttävästä elämästä kokevat valtaisan kolauksen. Happipitoinen kaasukehä saattaa olla merkkinä tähden säteilystä ja muinaisesta veden olemassaolosta, ja elämän merkkien havaitseminen vain happimolekyylien merkkejä havaitsemalla voidaan unohtaa.
Käsillä on kaksi elämän merkkien etsinnälle ongelmallista tulosta. Punaisten kääpiötähtien kiviplaneetat saattavat olla täysin kaasukehättömiä kappaleita, koska tähdet itse eivät ole suotuisia kiviplaneetttojen kaasukehien olemassaololle. Poikkeuksen voi muodostaa elinkelpoisen vyöhykkeen ulkoreuna, jolla kaasukehien olemassaolo voi olla mahdollista, jos ne vain koostuvat tarpeeksi raskaista alkuaineista. Silloinkin suuri osa niiden pintavedestä saattaa olla jäätynyttä. Sellaiset planeetat ovat kuitenkin mahdollisesti kauttaaltaan jäässä, jolloin kyse on lähinnä jääkuoren peittämistä kappaleista, joiden edellytykset ylläpitää elämää pinnallaan ovat heikot.
Tähtien säteily saattaa myös tuottaa ainakin jonkin verran kiviplaneettoja, joiden kaasukehissä on merkittäviä määriä vapaata happea. Silloin yksi parhaista kaavailluista menetelmistä havaita eläviä planeettoja, etsimällä yhteyttävän elämän merkkinä vapaata happea, ei olisikaan millään tavalla ratkaisevassa roolissa. Tähtien säteily voi siksi tappaa planeetan elinkelpoisuuden lisäksi myös mahdollisuudet saada varmuutta planeettojen yhteyttävien biosfäärien olemassaolosta. Punaisten kääpiötähtien poistuminen elinkelpoisten tähtijärjestelmien listalta olisi kuitenkin niin valtaisa pettymys, ettemme voi aivan vielä kiirehtiä vetämään varmoja johtopäätöksiä. Etenkään, kun tulokset antavat siitä vasta viitteitä kouralliselle parhaiten tutkittuja tähtiä.