Kuumien jupiterien jäljillä, osa 2
Vuosien ja vuosikymmenten saatossa Struven ajatukset kuumista jupitereista jäivät unohduksiin, kun tähtitieteilijät jääräpäisesti arvelivat jupiterien olevan omamme tapaan kaukaisilla kiertoradoilla, joilla kiertoajat mitataan meille tutuissa kalenterivuosissa päivien sijaan. Juuri kukaan ei uskonut, että jupitereita voisi löytyä läheltä tähtiään. Yksinkertaiset laskelmat osoittivat vääjäämättä, että aurinkokuntien sisäosissa ei voisi olla riittävästi materiaa jättiläisplaneettojen muodostumiseen, joten niiden etsintä aivan läheltä tähtiään olisi siten ajanhukkaa. Miksi käyttää arvokkaista resursseista arvokkainta, aikaa, sellaisen etsimiseen, jota ei edes voi olla olemassakaan?
Yksi yleisimmistä virheistä, johon ammattitutkijat syyllistyvät, on tehdä ekstrapolointeja perustuen tunnettuihin tosiasioihin ja jättää siksi hedelmälliset tutkimussuunnat koettamatta. Prosessi on monesti alitajuinen, eikä siihen välttämättä liity tietoista päätöstä. Saatamme olla niin tottuneita tuntemiimme yksittäisiin esimerkkeihin, että kukaan ei tule edes ajatelleeksi asioiden voivan olla toisinkin. Aurinkokunnan rakenne on tietenkin yksi sellainen esimerkki, ja sen ajatusmaailmaamme rajoittavat vaikutukset voivat olla merkittäviä. Jos etsimme planeettakuntia kuten Aurinkokunta, etsimme pääasiallisesti jupitereita, jotka ovat kaukana keskustähdestään. Jos taas etsimme maapalloja, valitsemme kohteiksi auringonkaltaisia tähtiä. Niin tekivät monet eksoplaneettatutkijat ja osaltaan juuri siksi ensimmäiset varmennetut havainnot tehtiin vasta 1990-luvulla.
Kun tutkijat sitten havaitsivat kuumien jupiterien olemassaolon Michel Mayorin, Didier Quelozin, Paul Butlerin, Geoffrey Marcyn ja monen muun tutkijan pioneerityön tuloksena, avautui astronomeille tarkasteltavaksi kokonainen uudenlaisten kappaleiden luokka. Kuumat jupiterit olivat aivan erilaisia kuin mihin olimme hierarkisessa planeettakunnassamme tottuneet. Ne olivat planeettoja yhtä kaikki, mutta lähellä tähteään ne kuumenivat valtavasti tähtensä voimakkaassa säteilyssä ja suunnattomat myrskytuulet tasasivat niiden valtaisia lämpötilaeroja valoisan ja pimeän puoliskon välillä. Osa oli niin lähellä, että tähtituuli puhalsi niiden materiaa pitkäksi nauhaksi, joka sitten syöksyi lopulta tähden pintaan saaden planeetat vuotamaan massaansa tähteeensä. Toiset olivat soikeita, koska tähden vuorovesivoimat vaikuttivat planeettojen muotoon tehden niistä malliltaan kuin jättiläismäisiä kananmunia. Oman planeettakuntamme jättiläiset, Jupiter ja Saturnus, ovat suorastaan säyseitä pieniä kaasupalloja monen kuuman jupiterin rinnalla.
Eräs ongelma vain jäi ratkaisematta. Kukaan ei osannut kertoa miten kuumia jupitereita saattoi olla olemassa — nehän eivät voineet syntyä lähellä tähteään. Teoreetikot keksivät kuitenkin nopeassa tahdissa ratkaisuja, jotka vaikuttivat toimivan. Jo varhain keksittiin kaksi mahdollista mekanismia, joilla jupiterit saattaisivat muuttaa tähtiensä lähelle.
Kohti tähteä
Fysiikan lait ovat siitä mainio tutkimuskohde, että jos niiden toiminnan saa selville jossakin tilanteessa, voi luottaa siihen, että tilanteen toistuessa asiat tapahtuvat samalla tavalla. Perustavanlaatuisimmat lait, joita ymmärrämme syvällisimmin kvanttimekaniikan ja yleisen suhteellisuusteorian monimutkaisin matemaattisin kuvauksin, ovat muuttumattomia ja samanlaisia kaikkialla. Fysiikka toimii samalla tavalla nyt ja tulevaisuudessa, lähellä ja kaukana, ja aine ja avaruus noudattavat niiden sääntöjä vääjäämättömällä määrätietoisuudella kaikkialla ja kaikkina aikoina. Vaikka pohjimmiltaan kaiken teoriaa ei vielä olekaan olemassa, vaan kvanttimekaniikka ja suhteellisuusteoria ovat perustavalla tavalla ristiriidassa, ne kuitenkin selittävät ylivoimaisen valtaosan kaikesta, mitä maailmankaikkeudesamme voimme havaita mainiolla tavalla.
Fysiikka taas vaikuttaa tähtitieteessä kaikkeen, mitä edes voidaan tutkia. Fysiikka määrää minkälainen maailmankaikkeus on, millaisia sen rakennuspalikoina toimivat galaksit ovat, ja miten niiden valtaisat tähtien joukot rakentuvat, elävät ja kuolevat. Fysiikka vaikuttaa siihen, millasia planeettoja voi olla olemassa, miten ne syntyvät, ja mitä niille tapahtuu erilaisissa planeettakunnissa. Esimerkiksi valtavat, jupiterinkaltaiset planeetat eivät yksinkertaisesti voi syntyä kuin vain tiettyjen fysikaalisten reunaehtojen puitteissa. Ehdot, kuten liikemäärän ja energian säilymislait tai gravitaatiovoiman toiminta voimana, joka heikkenee suhteessa etäisyyden toiseen potenssiin, ovat takuuvarmasti kontrolloimassa planeettakuntien ja planeettojen syntyä.
Jupiterien syntyyn tarvitaan rittävän suuri protoplaneetta, jotta se kykenee oman vetovoimansa avulla haalimaan itselleen massiivisen kaasuvaipan ratansa ympäristön materiasta. Niiden synty on verrattaen helppoa — tarvitsee vain odottaa miljoonia vuosia, ja jotkin nuorta tähteä kiertävistä protoplaneetoista kyllä lopulta saavuttavat riittävän koon, mikäli esimerkiksi tähtikumppanit eivät häiritse niiden muodostumista ja massaa vain on riittävästi. Protoplaneetat syntyvät hiljalleen pölyhiukkasten ja lopulta suurempien kappaleiden törmätessä toisiinsa, joten siihen ei kelpaa kaasumainen vety ja helium, joita protoplanetaarisissa kiekoissa on alussa runsaasti. Kaasua kyllä tarvitaan myöhemmin, kun protoplaneetan vetovoima ottaa vallan ja ryhtyy kasaamaan itselleen kaasuvaippaa kertymäkiekon kaasusta.
Jupiterien synnyssä on rajoittavana tekijänä aluksi pölyn määrä ja lopuksi protoplaneettojen radan ympäristössä olevan kaasun määrä. Molempia on puolestaan saatavilla niin kutsutun lumirajan takana, eli etäisyydellä, jossa vesi on kiinteänä tähden säteilyn ollessa heikompaa ja estäen veden höyrystymisen. Silloin myös pölyä on runsaammin, ja jättiläisplaneettojen ytimet voivat muodostua jään ja silikaattien seoksesta. Mutta miten jupiterinkaltainen jättiläinen saataisiin muuttamaan aivan lähelle tähteään kaukaa, nuoren planeettakunnan ulko-osista? Jo varhain, vain vuosi ensimmäisen kuuman Jupiterin löydön jälkeen, Douglas Lin, yhdysvaltalais-kiinalainen astrofyysikko, ehdotti soveltuvaa fysikaalista mekanismia. Hänen vastauksensa oli kitka.
Syntyessään valtavat kaasuplaneetat ovat kaasumaisen kertymäkiekon tasossa ja siten kaasun ympäröiminä. Jos eivät olisi, vaan kaasu olisi jo ehtinyt haihtua avaruuteen voimakkaan tähtituulen myötä, eivät jättiläismäiset kaasuplaneetat voisi edes muodostua. Jos jupitereita siis syntyy, ne ovat vääjäämättä kaasun ympäröiminä. Kaasukiekkoon hautautunut jättiläisplaneetta kokee kuitenkin radallaan liikkuessaan kitkaa, joka varastaa siltä hiljalleen liike-energiaa. Hidastuminen taas saa sen putoamaan syvemmälle tähtensä vetovoimakaivoon, jolloin sen ratanopeus paradoksaalisesti kasvaa mutta se siirtyy lähemmäs tähteään. Mekanismi kuitenkin tarjoaa mainion selitysmallin kuumien jupiterien synnylle. Ne muodostuvat Aurinkokunnan jättiläisplaneettojen tapaan kaukana, planeettakunnan ulko-osissa, mutta yksinkertaisesti siirtyvät lähelle tähteään myöhemmin, koska rataliikkeen energia vähenee kitkan vaikutuksen vuoksi. Mekanismia kutsutaan ”tyypin I migraatioksi”, koska pian kävi ilmi sekin, että planeetat voivat muuttaa lähelle tähtiään muillakin mekanismeilla.
Ensin tarvittiin kuitenkin riittävä määrä havaintoja kuumista jupitereista, jotta voitiin tutkia tarkemmin niiden tilastollisia ominaisuuksia ja siten syntyprosesseja. Vaikka ensimmäisistä tunnetuista eksoplaneetoista moni olikin juuri eksoottinen 51 Pegasi b:n kaltainen kuuma jupiteri, vasta Kepler-avaruusteleskoopin tulokset ja tuhannet planeettalöydöt auttoivat vastaamaan planeettatyypin muodostumiseen liittyviin kysymyksiin. Tuloksista paljastui eräs kiinnostava yksityiskohta — kuumat jupiterit olivat yksinäisiä planeettoja. Niillä ei ollut planeettasisaruksia lainkaan. Se vaikutti odottamattomalta siinä kontekstissa, että planeettoja tuntui olevan kaikkialla joukoittain. Usean planeetan järjestelmät paljastuivat erittäin yleisiksi mutta kuumat jupiterit olivat yksinäisiä. Rauhallinen muuttoliike lähellä tähteä kaasukiekon kitkan vaikutuksesta ei kuitenkaan olisi hävittänyt järjestelmän kaikkia muita planeettoja, vaikka olisikin saattanut suistaa sisemmät kiviplaneetat radoiltaan.
Siksi tutkijat ehdottivat toista, väkivaltaisempaa mekanismia kuumien jupiterien synnylle. Vuorovesimigraatio, tai tyypin II migraatio, pyrki selittämään havaintoja olettamalla, että kaasukiekko on ohut ja sen kitka ei riitä liikuttamaa jupitereita syntysijoiltaan paljoakaan. Kun kaasu sitten poistuu tähden fuusioreaktioiden ja tähtituulen kunnolla käynnistyttyä, planeettoihin vaikuttavat enää vain toistensa vetovoimat. Kaasun kitkalla on kuitenkin toinenkin merkitys. Se estää planeettojen ratoja muuttumasta soikeiksi ja pyrkii pyöristämään ne täydellisiksi ympyröiksi. Vastaavasti, planeettojenväliset vetovoimat pyrkivät pumppaamaan soikeutta suuremmaksi jokaisella ratakierroksella. Kaasun poistuttua planeettojen ratojen soikeus pääsee siis kasvamaan merkittäväksi ja sillä on seurauksensa.
Jupiterin päätyessä soikeammalle radalle, sen vetovoimavaikutukset lähimpiin toisiin planeettoihin kasvavat suuremmiksi. Kun soikeus vain kasvaa, jupiterit suistavat naapuriplaneetat radoiltaan ja heittävät ne ulos planeettakunnasta tai törmäyskursille itsensä tai tähtensä kanssa. Syntyy eksentristen jupiterien planeettaluokka, jonka edustajia on niinikään havaittu useita kiertämässä lähitähtiä. Kun eksentrisyys kasvaa suureksi, planeetta käy joka ratakierroksella tähden lähellä sisemmässä planeettakunnassa ennen palaamistaa kauemmas tähdestään.
Tähden vetovoima kuitenkin vaikuttaa myös. Jokainen vierailu tähden lähelle saa planeetan menettämään hiukan liike-energiaansa. Menettäessään liike-energiaa tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta, planeetta ei siten enää onnistukaan pakenemaan radallaan niin kauaksi tähdestä ja sen gravitaatiokaivosta, jolloin sen radan kauimmaisin piste siirtyy lähemmäksi. Rata tähden ympäri siis kutistuu, mutta samalla sen soikeus vähenee. Lopputuloksena kuuma jupiter on syntynyt ja se kiertää tähteään aivan sen lähellä, lähes täydellisellä ympyräradalla.
Se, kumpi migraation tyypeistä on pääroolissa riippuu kaasukiekon eliniästä ja planeettojen muodostumisnopeudesta. Jos jupiterit ehtivät muodostua kiekon vielä ollessa voimissaan, ne voivat muuttaa lähelle tähteään kitkavoimien vaikutuksesta. Jos taas kaasukiekko haihtuu ennen kuin planeetat ovat ehtineet kauaksi syntysijoiltaan, voivat planeettojen väliset vuorovaikutukset ryhtyä kasvattamaan eksentrisyyksiä ja tuottaa kuumia jupitereita planeettojen menettäessä liike-energiaansa tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta. Mekanismeista molemmat voivat lisäksi vaikuttaa samoihin planeettoihin — kyse ei ole toisensa poissulkevista mekanismeista, vaan jotkut kuumat jupiterit saattavat päätyä tähtensä lähelle molempien efektien vaikutuksesta. Havaittavia eroja syntyy lähinnä prosessin vaikutuksesta muihin planeettakunnan kappaleisiin. Jos jättiläisplaneetan radan ensentrisyys pääsee kasvamaan suureksi, sen vetovoima suistaa taatusti muut planeettakunnan kappaleet radoiltaa ja se päätyy tähtensä ainoaksi kiertolaiseksi. Siksi tyypin II migraation ajateltiin selittävän kuumien jupiterien synnyn luotettavasti — yhdeltäkään niistä kun ei tunnettu planeettakumppaneita.
Kunnes tähtitieteilijät löysivät sellaisia vuonna 2015.
Toinen osa kolmiosaisesta kirjoituksesta liittyen kuumien jupitereiden havaitsemiseen ja yrityksiin ymmärtää miten ne muodostuvat. Kirjoitukseen innoitti Juliette Beckerin teksti ”Bizarre ‘Hot Jupiter’ Planets Keep Surprising Astronomers”, Scientific American -lehdessä.