Pilvien peitossa
Aurinkokuntamme pintaolosuhteiltaan kuumin kiviplaneetta, Venus, tarjoaa mainion muistutuksen kuinka planeetta voi olla niin tiiviisti pilviverhon syleilyssä, ettei sen pintaa ole helppoa havaita edes naapuriplaneetalta käsin. Pilvet peittävät täysin Venuksen pinnan, ja ovat niin paksuja, ettei pinnan tarkkailu onnistu näkyvän valon avulla lainkaan. Radioalueella on toisin, ja Venuksen pintaa voikin kartoittaa tutkan avulla, jos lähettää sen kiertoradalle robottiluotaimia varustettuna tehokkaalla tutkalla. Eksoplaneettojen kohdalla luotainten lähettäminen paikan päälle ei tietenkään onnistu vielä pitkiin aikoihin, jos koskaan, joten planeettojen ominaisuuksia on tutkittava muilla keinoin. Pilvet tuottavat silloin vakavia hankaluuksia yrityksillemme ymmärtää niiden ominaisuuksia.
Aivan ilmeisin pilvien tuottama hankaluus on, että paksua pilviverhoa on vaikeaa erottaa planeetan pinnasta parhaalla havaintomenetelmällämme, ylikulkumenetelmällä. Estämällä tähden säteilyn kulun lävitseen, pilviverho saa itse asiassa planeetan näyttäytymään hiukan suurempana kuin mitä se todellisuudessa on. Jos planeetan massa tunnetaan, pilvinen planeetta näyttää silloin koostuvan keskimäärin keveämmistä aineksista, joten pilvet muuttavat myös saatuja arvioita planeettojen koostumuksesta.
Pilvet kuitenkin vaikuttavat toisella, vieläkin merkittävämmällä tavalla arvioihin eksoplaneettojen ominaisuuksista. Ne jakavat planeetan kaasukehän kahteen osaan: pilvien alapuoliseen ja yläpuoliseen. Pilviverhon yläpuolella kaasukehä on paljon alapuolta ohuempi, joten sen vaikutus esimerkiksi tähden valoon, kun valo kulkee kaasukehän ulko-osien läpi, on paljon pienempi kuin pilvettömässä tapauksessa. Pilvet saavat planeetan kaasukehän näyttämään harvemmalta kuin se todellisuudessa on. Seurauksena on hankaluuksia saada minkäänlaisia arvioita kaasukehän kemiallisesta koostumuksesta. Erilaisten kaasukehän molekyylien pitoisuusarviot muuttuvat paljon epävarmemmiksi, ja kaasukehän havaitsemisesta tulee paljon vaikeampaa samalla, kun kaasukehän molekyylien tunnistaminen ja erottaminen toisistaan vaikeutuu. Planeetan eri puoliskojen suuret lämpötilaerot ovat kuitenkin aina merkkinä kaasukehän ja sen lämpöä tasaavan vaikutuksen puuttumisesta. Mahdollisuudeksi jää silloin havaita kaasukehän lämpötilajakautumaa ja todeta lämmön voivan siirtyä valoisalta puolelta pimeälle merkkinä sitä siirtävän väliaineen olemassaolosta.
Ylikulkumenetelmällä saadaan kuitenkin vain vähän tietoa läheisten kiviplaneettojen kaasukehien koostumuksista, ja sekin vähäinen määrä, joka on tarjolla, on alttiina tulkinnallisille ongelmille. Esimerkin tarjoaa TRAPPIST-1 järjestelmän sisimpien planeettojen tutkimus. Planeetoista kaikkein lähimpänä tähteään sijaitseva TRAPPIST-1 b on ollut yksi ensimmäisistä kiviplaneetoista, jonka kaasukehää ja sen koostumusta on koetettu tutkia James Webb -avaruusteleskoopin suunnatonta infrapuna-alueen tarkkuutta hyödyntäen. Aiemmat tulokset, jotka perustuivat JWST:n havaintoihin 15 mikronin aallonpituusalueella, kertoivat planetan kaasukehän olevan korkeintaan vain hyvin harva tai jopa puuttuvan kokonaan. Tulosten mukaan planeetalla ei ole venuksenkaltaista, paksua hiilidioksidin muodostamaa kaasukehää. Vastaavia tuloksia on saatu toiseksi sisimmän planeetan TRAPPIST-1 c ylikulkuhavainnoista.
Juuri 15 mikronin aallonpituusalueella hiilidioksidista koostuva kaasukehä absorboi voimakkaasti säteilyä, jolloin havainnot näyttäisivät planeetan näennäisen koon olevan suurempi sillä kohtaa säteilyspektriä. Sellaista efektiä ei kuitenkaan havaittu, joten tutkijoiden tulkinta oli, että planeetalla ei ole paksua hiilidioksidikaasukehää. Ajateltiin, että kaasukehä puuttuisi silloin kokonaan, joten planeetta olisi vain tummasta kiviaineksesta koostuva karu kivenmurikka lähellä tähteään. Tutkijat puhuivat tummasta pinnasta siksi, että planeetta näytti heijastavan tähtensä valoa vain hyvin vähän tarkkailtaessa sen kulkua tähtensä taakse.
Mutta havaintoja on nyt tehty lisää, ja ne täydentävät tietämystä planeetan ominaisuuksista mielenkiintoisella tavalla. Uudet havainnot noin 13 mikronin aallonpituuksilla auttavat saamaan lisää tietoa planeetan ominaisuuksista. Uusien havaintojen mukaan planeetan pinta ei vaikutakaan enää tummalta kiviainekselta, vaan sen koostuminen ultramafisista, vaaleammista kivilajeista, jotka heijastavat säteilyä enemmän, vaikuttaa todennäköisemmältä. Tutkijat eivät kuitenkaan tekisi työtään perusteellisesti, jos he eivät kyseenalaistaisi aiempia arvioita kokonaisuudessaan. Jos TRAPPIST-1 b ei olisikaan karu, kaasukehätön kiviplaneetta, havaintoihin sopisi kuin sopisikin myös hiilidioksidista koostuva kaasukehä, jonka täyttää jostakin kuivista hiukkasista koostuva utu. Kyse ei ole pilvistä, mutta utu voi aiheuttaa monella tapaa vastaavia lopputuloksia muuttaen kaasukehän kerroksittaiseksi kuten vaikkapa Titanissa ja omalla planeetallamme.
Olemme siis tavallaan lähtöpisteessä. Olemme saaneet tietoa planeetan TRAPPIST-1 b ominaisuuksista, muttemme edelleenkään osaa päätellä luotettavasti mitä havainnot tarkoittavat edes sen suhteen, onko planeetalla kaasukehää vai ei. Kyse on silti lopultakin vain hyvin inhimillisestä ongelmasta. Olemme pohjattoman uteliaina ihmisinä äärimmäisen kiinnostuneita saamaan selville mahdollisimman pian minkälaisia maailmoja lähimmät tähtinaapurimme pitävät kiertoradoillaan. Tiede on kuitenkin hitaammin etenevä prosessi, jossa esitetään havaintoja ja niiden tulkintoja, jotka voivat aina joutua kyseenalaistetuiksi uusien havaintojen myötä — kunnes saavutetaan tulkintoja, joita ei enää ole perusteita kyseenalaistaa. Silloin on saavutettu luotettavaa tieteellistä tietoa, jonka voidaan katsoa kuvaavan todellisuutta tarkasti. Pienten, kivisten eksoplaneettojen ominaisuuksien tutkimuksessa sellaista varmuutta vain saadaan, monessa tapauksessa, odottaa vielä vuosia tai jopa vuosikymmeniä. On joka tapauksessa jatkuvasti huikean kiinnostavaa seurata mitä sadat eksoplaneetoista kiinnostuneet tutkijat saavat seuraavaksi selville, koska heidän löytönsä auttavat kertomaan myös omasta paikastamme maailmankaikkeudessa ainoan toistaiseksi tunnetun biosfäärin edustajina.
Eksoplaneetta TRAPPIST-1 b ei kaikesta havaintojen ja havaintomenetelmien epävarmuudesta huolimatta ole kovinkaan todennäköisesti onnistunut pitämään kiinni kaasukehästään aivan aktiivisen aurinkonsa vieressä. Se on takuuvarmasti vuorovesilukkiutunut kivenmurikka, joka näyttää aina saman puoliskonsa tähdelleen. Suunnattomat vuorovesivoimat repivät ja raastavat planeetan pintaa, aiheuttaen runsasta vulkanismia ja aktiivisuutta planeetan pinnalla. Laava virtaa ja purkaukset sekä järistykset tärisyttävät planeetan kuorta säälimättömällä säännöllisyydellä. Jos hiilidioksidia purkautuukin pinnan alta planeetan peitoksi, tähden hiukkastuuli ja voimakkaat purkaukset puhaltavat ohuen kaasukehän armotta avaruuteen jättäen pinnan vaille kaasukehän tuomaa suojaa.
Sellainen vaikuttaa ainakin todennäköisimmältä arviolta planeetan todellisesta luonteesta. Kukapa tietää kuinka lähelle todellisuutta lopultakin osuu.