Pienten planeettojen kirjo
Auringonkaltaisia ja sitä keveämpiä kääpiötähtiä kiertää tyypillisesti kourallinen pieniä planeettoja. Niistä suurin osa on kivisiä kappaleita mutta joillakin voi olla hiukan paksumpi kaasuvaippa ympärillään, jolloin ne luokitellaan ennemminkin minineptunuksiksi kuin supermaapalloiksi. Tyypillisesti on ajateltu, että planeettoja on kokonainen jatkumo kiviplaneetoista kaasuplaneettoihin, veden ja muiden yleisten keveämpien aineiden muodostaessa joko pieniä puroja niiden pinnoilla tai jopa tuhansien kilometrien paksuisia valtameriä. Mutta pohjimmiltaan kyse ei välttämättä ole vain ihmisten subjektiivisesta rajanvedosta planeettojen koostumuksen jatkumossa, vaan jopa luonto vaikuttaa tekevän selvän jaottelun kivisiin supermaapalloihin ja kaasuvaipan omaaviin minineptunuksiin. Suurin osa pienistä planeetoista todellakin on kivisiä kappaleita, joilla on vain ohut kaasukehä, tai sitten halkaisijaltaan selvästi suurempia planeettoja, joilla on paksu kaasuvaippa ympärillään. Välimuotojakin on mutta ne ovat vaikuttaneet olevan verrattaen harvinaisempia.
Ilmeisesti on niin, että jotkut pienet planeetat saavuttavat useamman Maan massan koon riittävän nopeasti, jotta muodostuvassa planeettakunnassa on vielä merkittäviä määriä kaasua jäljellä, eikä muodostuva tähti ole vielä syttynyt loistamaan kunnolla puhaltaakseen sen pois. Toiset taas muodostuvat hitaammin, eivätkä ehdi koskaan haalimaan ympärilleen merkittävää kaasuvaippaa, vaan jäävät kivisiksi supermaapalloiksi. Syntyprosessin yksityiskohdat ovat edelleen hämärän peitossa mutta havainnot tukevat ajatusta siitä, että luonto jaottelee pienet planeetat karkeasti kahteen erilliseen ryhmään. Asiaa voidaan havainnollistaa katsomalla pienten planeettojen kokojakaumaa (Kuva 1). Siinä näkyy selvästi, että noin 80% Maata suuremmat planeetat muodostavat jonkinlaisen rajan, ja sen kokoluokan planeetat ovat suhteellisesti merkittävästi harvinaisempia kuin sitä pienemmät ja suuremmat kappaleet.
Asiaan liittyy kuitenkin runsaasti kaoottisia fysikaalisia prosesseja, kuten planeettojen muodostuminen, ratamigraatio, tähden varttuminen ja säteilyolosuhteiden muuttuminen, kaasukiekon haihtuminen, ja jopa planeettojen kaasukehän poiskiehuminen. Planeettojen synnystä on kokonaisuutena vain epäsuoria havaintoja, koska emme voi seurata planeettakunnan ja sen kappaleiden kehitystä miljardien vuosien ajan vanhaksi, stabiiliksi järjestelmäksi. Kuitenkin, jo havaitsemalla tähtien ja niitä kiertävien planeettojen karkeita ominaisuuksia, voidaan tehdä hämmästyttävän pitkälle vietyjä johtopäätöksiä. Lisää tietoa on saatu viime vuosina TESS -avaruusteleskoopin havainnoista, koska sen mittaukset ovat auttaneet havaitsemaan lukuisia pieniä planeettoja aivan Auringon lähinaapurustosta, jolloin planeettojen massat ovat mitattavissa radiaalinopeusmenetelmän keinoin.
Pienten planeettojen koostumuksesta on julkaistu monia tutkimuksia, ja yksi omista suosikeistani tiivistää koko asian mainiosti yhteen erittäin informatiiviseen kuvaajaan (Kuva 2.). Vaikuttaa tosiaan siltä kuin pienet planeetat olisivat jaoteltuina kahteen joukkoon, joiden välinen raja on jossakin karkeasti kahden Maapallon halkaisijan kohdalla. Niistä pienemmät koostuvat Maan tapaan lähinnä rautaytimestä, jota ympäröi silikaateista muodostunut paksu vaippa. Pinnalla saattaa esiintyä vettä ja sitä saattaa peittää kaasukehä mutta niiden kummankaan kokonaismäärä ei kata merkittävää osuutta planeettojen massasta. Tällaisia maankaltaisia kiinteän pinnan omaavia kiviplaneettoja näyttää voivan muodostua helposti erisuuruisina mutta niiden absoluuttinen yläraja on noin kymmenen Maan massan ja kahden Maan halkaisijan kokoluokassa. Sitä suuremmat kappaleet vetävät oman vetovoimansa avulla ympärilleen runsaita määriä kaasua eivätkä siten voi olla kiinteitä pinnaltaan.
Toiseen joukkoon kuuluvat planeetat, joiden koostumuksesta valtaosa on keveämpiä aineksia, kuten vettä ja muita helposti haihtuvia yhdisteitä. Sellaisia planeettoja ovat esimerkiksi hyseaaniset planeetat, joiden tuhansien kilometrien paksuista valtamerivaippaa peittää pääasiassa vedystä ja heliumista koostuva kaasukehä. Valtameriplaneettoja voi olla niitäkin useassa eri kokoluokassa, mutta niiden on arvioitu olevan massaltaan tyypillisesti jotakin kolmesta pariinkymmeneen Maan massaa. Kooltaan ne voivat olla peräti kolme kertaa omaa planeettaamme suurempia, mikä tekee niistä lähes yhtä suuria kuin Aurinkokunnan jääjättiläiset Uranus ja Neptunus.
Mutta tiedoissamme on puutteita. Eniten häiritsee havaittujen säteen ja massan suuret epävarmuudet. Pienten planeettojen ylikuluista on hankalampaa mitata planeetan koko, jos planeetta on valtavasti tähteä pienempi ja aiheuttaa vain vajaan promillen himmenemisen tähdestä havaintolaitteisiimme saapuvaan valoon. Planeettojen punnitsemisessa on sama ongelma. Massan voi määrittää sitä luotettavammin, mitä enemmän planeetta heilauttaa tähteään vetovoimansa avulla — mitä suurempi tähti on massaltaan, sitä enemmän se voi vastustaa planeetan vetovoimavaikutusta. On siis viisainta tutkia pienempien, keveiden tähtien planeettoja, koska niistä saadaan tarkempia mittauksia. Punaiset kääpiötähdet ovat juuri sopivia kohteita mutta ne ovat kiitollisia havaintokohteita myös siksi, että niiden kiertoradoilla on runsain mitoin pieniä planeettoja. Siksi voimme tutkia tarkemmin niiden planeettojen koostumuksia, jotka kiertävät punaisia kääpiöitä.
Koska planeettojen koon ja massan mittaaminen on vaikeaa, planeettojen yleisten ominaisuuksien tutkiminen saattaakin olla helpompaa, jos jättää tarkastelun ulkopuolelle kaikki ne planeetat, joiden ominaisuudet ovat liian epätarkasti tiedossa. Tulokset punaisia kääpiötähtien planeettojen ominaisuuksista ovat silloin suorastaan hämmentävän selkeitä. Planeetat näyttävät nimittäin jakautuvan kolmeen selvärajaiseen luokkaan: kivisiin maankaltaisiin planeettoihin, vetisiin meriplaneettoihin, ja kaasuvaipan omaaviin minineptunuksiin (Kuva 3.). Parhaiten jaottelua määrittävänä tekijänä näyttää toimivan planeetan keskitiheys — massa ja säde eivät mahdollista vastaavaa selkeää jaottelua, koska esimerkiksi noin kahden Maan säteen planeetta saattaa kuulua mihin tahansa kolmesta planeettojen tyypistä riippuen sen massasta.
Mikä voi olla syynä kolmeen selvään planeettojen luokkaan pienten tähtien kiertoradoilla? Vastauksen tarjoaa planeettojen muodostumisprosessi, ja lopputuloksen riippuvuus lämpötilasta ja prosessin nopeudesta. Lähellä tähteä planeettojen rakennusaineena toimivat pölyhiukkaset koostuvat kuumuutta kestävistä silikaateista ja metalleista kuten raudasta, ja siksi maankaltaiset planeetat heijastavat tätä alkuperäisen aineksen koostumusta. Koska kuumuus saa helpommin haihtuvat aineet kaasumaiseen muotoon, niitä ei kasaudu syntyvien planeettojen vaippaan merkittäviä määriä. Hiukan kauempana tähdestä, niin kutsutun ”lumirajan” takana, jo tavallinen vesi muodostaa kiinteitä jääkiteitä. Jää toimii planeettojen rakennusaineena näillä kaukaisemmilla etäisyyksillä, ja muodostuvat planeetat koostuvatkin pääosin vedestä. Jotkut planeetoista kuitenkin onnistuvat haalimaan itselleen niin paljon massaa, yli 10 Maan massan verran, että ne keräävät nuorta tähteä vielä ympäröivästä kertymäkiekosta kaasuvaipan itselleen, ja muuntuvat samalla minineptunuksiksi. Sellaisten muodostuminen on mahdollista vain planeettojen synnyn ollessa nopeaa ja sen tapahtuessa hyvissä ajoin ennen kuin kunnolla loistamaan syttyvä tähti entii puhaltamaan kaasun pois ympäriltään.
Planeetat siis näyttävät syntyvän hyvinkin yksinkertaisten reunaehtojen sisällä ja päätyvät hyvin erilaisiksi ominaisuuksiltaan ja koostumukseltaan vain hyvin yksinkertaisten tekijöiden vaikutuksesta. Mutta niiden jaottelu kolmeen karkeaan luokkaan luultavasi kuvastaa vain yhtä karkeaa luokittelua, jota koetamme tiedonjanossamme tehdä tarkastellessamme kaoottisen luonnon muovaamaa valtaisaa kappaleiden kirjoa. Ei ole sattumaa, että oman olemassaolomme ehto, vesi, on myös merkittävä tekijä eksoplaneettojen muodostumisessa. Merkittävää on kuitenkin se, että kykenemme havaitsemaan lähitähtien planeettoja luokitteluun ja syntyhistorian selviämiseen riittävällä tarkkuudella. Samalla selviää omakin paikkamme maailmankaikkeudessa, jossa seilaamme Auringon gravitaatiokaivon vankeina yhdellä pienellä kivisellä, biosfäärin peittämällä avaruusaluksellamme nimeltään planeetta Maa.
Onko niin että nuo yli 10 Maan massaiset planeetat kykenevät keräämään erityisesti myös vetyä, eli niiden pakonopeus riittää vedynkin pitelemiseen? Eli ne eivät valikoi materiaa vaan imuroivat kertymäkiekon kohdaltaan tyhjäksi, ja sen takia tyypillisesti hyppäävät tuon massa-aukon yli kasvaen kaasuplaneettakategoriaan.
Kyllä, karrikoiden juuri noin. Silloin planeetan lopullinen massa määräytyy lähinnä sen mukaan, kuinka paljon vetyä ja heliumia on saatavilla/jäljellä tähteä ympäröivässä kertymäkiekossa planeetan radan tuntumassa. Asiaa toki mutkistavat esimerkiksi planeettojen migraatio, planeettojen väliset vuorovaikutukset ja kertymäkiekon kaasumaisen aineksen häviäminen nuoren tähden tähtituulen mukana.