Milloin punaisten kääpiötähtien planeetat ovat elinkelpoisia?
Toiveet löytää maankaltaisia, elinkelpoisia maailmoja pienten punaisten kääpiötähtien järjestelmistä ovat kokeneet kolauksen toisensa jälkeen. Vaikka kooltaan ja lämpötilaltaan sopivia planeettoja on runsain mitoin jo aivan lähimmissä planeettakunnissa, niiden elinkelpoisuuden esteenä on lukuisia tekijöitä, joista jokainen asettaa omat fysikaaliset esteensä elämän mahdollisuuksille.
Planeettojen vuorovesilukkiutuminen on yksi merkittävä ero, jonka mukanaan tuomien haasteiden yksityiskohdilla voimme lopultakin vain spekuloida. On mahdollista, että vuorovesilukkiutuminen tekee planeetoista vain osittain elinkelpoisia jättäen suuria alueita planeettojen valaistuilla ja pimeillä puolilla tyystin elinkelvottomiksi. Kaasukehät ovat oleellisessa roolissa sellaisilla planeetoilla tasaamassa lämpöä puoliskojen välillä, mutta silloinkin oman haasteensa tuottavat taatusti jatkuvat valtaisan voimakkaat myrskytuulet, jotka muodostuvat vääjäämättä epätasaisen lämpötilajakautuman seurauksena.
Haasteensa tuottavat myös punaisten kääpiötähtien voimakkaat ja yleiset purkaukset, jotka piiskaavat planeettojen pintoja korkeaenergisillä hiukkasilla ja voimakkaalla ultravioletti- ja röntgensäteilyllä. Ne tekevät planeettojen valoisista puoliskoista vaarallisia elinympäristöjä kaikenlaisille elämänmuodoille, jotka eivät voi hakeutua pinnan alle suojaan. Vaikka säteily tuhoaakin herkästi orgaaniset molekyylit, purkaukset voivat myös muokata planeettojen kaasukehien kemiaa arvaamattomilla tavoilla tuottaen kemiallisia yhdisteitä, jotka suojaavat planeettojen pintoja entistä paremmin. Ne voivat jopa edesauttaa elämän synnyssä tuottaen uusia orgaanisia yhdisteitä. Hajottaessaan vesimolekyylejä ultraviolettisäteily tuottaa kuitenkin vakavia ongelmia elämälle. Vesimolekyylien hajotessa kevyt vety karkaa helposti avaruuteen jättäen reaktiivisen hapen taakseen raskaampana molekyylinä. Se reagoi herkästi kohtaamiinsa yhdisteisiin ja hävittää nopeassa tahdissa vaikkapa orgaaniset yhdisteet tuottaen hiilidioksidia ja typen oksideita.
Hiukkaspurkaukset eivät kuitenkaan tuota suurta vaaraa, jos planeettojen magneettikentät ovat niiltä suojaamassa. Silloin kuitenkin nähdään voimakkaita revontuli-ilmiöitä rengasmaisina rakenteina planeettojen napa-alueilla, ja silläkin voi olla kosmeettista suurempia vaikutuksia niiden biofääriin. Merkittävä määrä pimeän puolen valaistuksesta saattaakin olla peräisin revontulista.
Suurimman esteen punaisten kääpiötähtien maankaltaisten planeettojen elämälle tuottaa kaasukehä, tai oikeammin sen puute. Havainnoista kaasukehien olemassaoloista kandidaateilla elinkelpoisiksi planeetoiksi ei ole toistaiseksi saatu minkäänlaisia viitteitä, vaikka venuksenkaltaiset, paksut hiilidioksidikaasukehät ovatkin jo olleet havaittavissa kouralliselle planeettoja. Siitä on esimerkkinä laavaplaneetta 55 Cancri e, jonka paksu hiilidioksidin ja -monoksidin muodostama kaasukehä on ollut tutkittavissa James Webb -avaruusteleskoopin avulla. Kyse on kuitenkin äärimmäisen kuumasta auringonkaltaista tähteä kiertävästä maailmasta, jonka olosuhteet eivät tarjoa elämälle minkäänlaisia mahdollisuuksia.
Uusiutuvat kaasukehät
Planeettojen kaasukehät eivät pysy samanlaisina kaikkina aikoina, vaan muuttuvat hiljalleen erilaisissa aikaskaaloissa ja erilaisten tekijöiden vaikutuksesta. Esimerkiksi Maan kaasukehä on uudistunut ja muuttunut monilla tavoilla, useaan otteeseen, ennen päätymistään nykyisenkaltaiseksi ripauksen hiilidioksidia sisältäväksi pääasiassa typpi- ja happimolekyylien seokseksi. Maan primitiivinen kaasukehä oli mitä luultavimmin vetypitoinen heijastaen Aurinkokunnan syntymateriaalin koostumusta. Massiiviset, varhaiset asteroiditörmäykset kuitenkin jättivät jälkensä ja kuumensivat planeettaa haihduttaen vedyn avaruuteen ja tuottaen typpivaltaisen, hiilidioksidia ja metaania sisältävän kaasukehän. Nykyiselleen kaasukehä muuntui elävien organismien vaikutuksesta, niiden vapautettua aineenvaihduntansa kuona-aineena happea kaasukehään fotosynteesin kehityttyä varhaisen Maan olosuhteissa.
Maankaltaisten planeettojen kaasukehien kehittymistä voidaan tutkia laajemmin vain tietokonesimulaatioilla, koska tarkkoja tietoja saadaan ainoastaan Aurinkokunnan planeetoista sekä Maan geologisesta historiasta. Oleellista on planeetan kaasukehän kehittyminen planeetan jäähtyessä sen ollessa vasta hyvin nuori (Kuva 1.). Monille punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista suuri osa vetyä ei ehdi karkaamaan avaruuteen, vaan se sataa planeetan pinnalle sitoutuneena vesimolekyyleihin. Silloin vety ei karkaa herkästi edes tähden ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta, koska vesi on planeetan pinnalla ja sen lähettyvillä, syvemmällä sen vetovoimakaivossa, eikä vety haihdu avaruuteen yhtä herkästi kuin säteilyn vaikutuksesta hajonneista kaasukehän ulko-osien molekyyleistä. Seurauksena planeetalle muodostuu kaasukehä, joka koostuu vetyä raskaammista molekyyleistä, pääasiassa hiilen ja hapen yhdisteistä.
Tuoreet tulokset perustuvat tietokonesimulaatioihin, mutta ovat rohkaisevia. Kuumien kiviplaneettojen kaasukehät haihtuvat avaruuteen aivan kuten havainnot vihjaavat tapahtuneen vaikkapa TRAPPIST-1 planeettakunnan sisimpien planeettojen tapauksessa. Elinkelpoisen vyöhykkeen viileämpien planeettojen suhteen tilanne on kuitenkin kokonaan toinen. Ne voivat pitää kiinni kaasukehistään, vaikka ne kokevatkin voimakkaita muutoksia primitiivisestä vetypitoisesta kaasukehästä vettä, hiilidioksidia ja -monoksidia sisältäväksi sekundääriseksi kaasukehäksi. Vetymolekyyliä raskaammista molekyyleistä koostuvana sellainen kaasukehä ei enää pääsekäään haihtumaan helposti avaruuteen tähden voimakkaan ultraviolettisäteilyn tai korkeaenergisten purkausten seurauksena.
Havaintojen suhteen tutkijat ovat kuitenkin ongelmissa, koska pienten kiviplaneettojen kaasukehien havainnot ovat helpoimpia tähteä lähellä sijaitseville, kuumille kiviplaneetoille — siis juuri niille, joilta kaasukehä simulaatioidenkin mukaan puuttuu. Kauempana tähteään kiertävillä, viileämmillä planeetoilla on ehkä kaasukehät peittoinaan, mutta niiden havaitseminen on huomattavan paljon vaikeampaa, koska havaitsemiseen vaadittavia tähden ylikulkuja tapahtuu huomattavan paljon harvemmin. Voimme käyttää yksinkertaista esimerkkilaskelmaa havainnollistamaan käytännön hankaluuksia. Jos planeetan kiertoaika tähtensä ympäri on kolmen päivän sijaan kolme kymmentä päivää, kestää kymmenen kertaa kauemmin saada sen kaasukehän tutkimiseen vaadittava määrä ylikulkuhavaintoja. Jos ylikulkuhavaintoja tarvitaan vaikkapa 30, saadaan ne sisemmälle planeetalle kolmessa kuukaudessa, kun taas ulommalle havaintoja on tehtävä lähes kolme vuotta.
TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehähavaintoja saadaan siksi edelleen odottaa. Havaintomateriaalin kertyessä voidaan kuitenkin asettaa aina vain tiukempia rajoja sille, minkälainen kaasukehä planeetoilla voi olla suojanaan. Jossakin vaiheessa joidenkin planeettojen kaasukehän olemassaolo muuttuu kuitenkin merkitseväksi, ja sen puute voidaan sulkea pois jollakin tilastollisella varmuudella. Silloin kaasukehähavainto on tehty, ja voimme ryhtyä tarkastelemaan mitkä muut elinkelpoisuuden reunaehdot täyttyvät.
Kaasukehä on kuitenkin oltava, jotta voimme edes koettaa etsiä merkkejä elämästä sellaisena kuin sen omalta planeetaltamme tunnemme. Mahdolliset merkit kaasukehän kemiallisesta epätasapainosta, jonka voi selittää vain elävien organismien ainenvaihduntatuotteet, voi nähdä vain, jos kaasukehä on olemassa ja riittävän paksu tarkasteltavaksi ylikulkujen avulla. Jos sen kemiasta on mahdollista saada tietoa tarkastelemalla tähden valoa, jonka aallonpituuksia kaasukehä suodattaa valon kulkiessa sen ulko-osien läpi, on mahdollista tehdä tarkempia määrityksiä planeetan geokemiallisista olosuhteista ja siten elinkelpoisuudesta. Silloin saamme myös ensimmäiset konkreettiset tiedot kohteena olevien planeettojen todellisesta elinkelpoisuudesta pelkkien elinkelpoisuuden mahdollisuuksien sijaan.
Sellaisia tietoja saadaan luultavasti jo aivan lähitulevaisuudessa, ja on syytä arvella tietojen tuovan mukanaan valtaisia yllätyksiä. Kukaan ei toivo sellaista valtaisaa yllätystä, että punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen muutoin maankaltaiset maailmat ovatkin tyystin vailla kaasukehiä ja siten elämän edellytyksiä pinnoiltaan.