Puuttuvat jupiterit
Oman planeettakuntamme silmiinpistävin tunnusmerkki on Aurinkoa kiertävä jättiläisplaneetta Jupiter. Se on suurin Aurinkokunnan planeetoista, ja vaikka kalpeneekin massaltaan tuhat kertaa suuremman Auringon rinnalla, se sisältää silti noin 70% kaikkien planeettojen yhteenlasketusta massasta. Samoin Jupiterin rataliike muodostaa noin 60% kaikesta Aurinkokunnan pyörimismäärästä. Monella tapaa Aurinkokunnan ensimmäisen asteen approksimaatio tarkoittaa Auringon ja Jupiterin muodostamaa paria — kaikki muu, planeetat ja pienemmät kappaleet, edustavat ikäänkuin vain pieniä poikkeamia Jupiterin hallitsemaan Aurinkokuntaan tähtemme ympärillä.
Jos havaitsisimme Aurinkokuntaa ja sen planeettoja jotakin toista tähteä kiertävän planeetan pinnalta käsin, kuvamme järjestelmästä ei juuri poikkeaisi tästä. Luultavasti emme näkisi ainoankaan planeetan ylikulkua, ja jos sellainen sattusikin tapahtumaan, todennäköisimmin kyseessä olisi pienen Merkuriuksen ylikulku, jota nykytekniikalla emme kykenisi havaitsemaan luotettavasti. Radiaalinopeusmenetelmällä taas havaitsisimme verrattaen helposti Jupiterin 12 vuoden syklin. Saattaisimme myöhemmin saada esiin merkkejä Saturnuksen kertoimella neljä heikommasta signaalista 29 vuoden syklillä, jos vain kykenisimme tekemään säännöllisesti havaintoja vuosikymmenten ajan. Saisimme kuitenkin varmuudella selville, että planeettakuntaa dominoi jättiläisplaneetta ja jo se tekisi planeettakunnasta hiukan poikkeuksellisen. Jättiläismäisiä kaasuplaneettoja kun löytyy vain joka kymmenennen auringonkaltaisen tähden kiertoradoilta. Maailmankaikkeuden yleisimpiä tähtiä, pienimassaisempia punaisia kääpiötähtiä, kiertämässä ne ovat vieläkin harvinaisempia.
Voimme havaita mainiosti jupiterinkokoisia ja -massaisia planeettoja läheisten tähtien kiertoradoilla. Voimme tehdä sen jopa niin hyvin, että kykenemme laskemaan tarkkoja arvioita niiden esiintymistodennäköisyydelle erilaisilla kiertoradoilla. Kuumat jupiterit tähtien lähellä voidaan havaita niin niiden ylikuluista kuin radiaalinopeushavainnoilla, joilla paljastui vuonna 1995 planeettatyypin ensimmäinen edustaja, 51 Pegasi b. Aivan samoin voimme nähdä pidemmillä kiertoradoilla hitaasti liikkuvat jättiläiset radiaalinopeusmenetelmän ja astrometrian ansiosta. Lähin sellainen on tähteä Epsilon Indi kiertävä kaasuplaneetta.
Jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, olivat ne sitten radoillaan tähtensä lähellä tai kauempana, ei kuitenkaan synny yhtä helposti kaikkien tähtien kiertoradoille. Se ei oikeastaan ole yllättävää, koska tähden syntyessä kasaan romahtavan tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven massa määrittää syntyvän tähden massaa, ja samalla planeettojen syntyyn käytettävissä olevan materian määrää. Mutta mikään luonnonlaki ei sano, että kevyempien tähtien ympärille tulisi aina syntyä keveämpiä kertymäkiekkoja, joiden aineksesta planeetat vuorostaan saavat alkunsa. Tunnemme myös useita punaisia kääpiötähtiä, joiden kiertoradoilla on kaasujättiläisiä, joten kokonaiskuva jättiläisplaneetoista vaatii tarkempaa tutustumista siihen, mitä oikeastaan tiedämme planeettojen esiintymisestä lähitähtien järjestelmissä.
Lasketaan mitä ei havaittu
Arvioitaessa tähtitieteellisten kappaleiden kuten jättiläisplaneettojen yleisyyttä, ei riitä, että lasketaan vain havaitut kappaleet ja vedetään sitten johtopäätöksiä. On aina huomioitava sekä se, mitä havaittiin, että se, mitä ei havaittu, vaikka havainto olisi ollut mahdollinen havaintotarkkuuden puitteissa.
Oletetaan, että jonkin tähden kiertoradalta ei havaittu jättiläisplaneettaa, vaikka tähteä tarkkailtiin kymmenen vuoden ajan radiaalinopeusmenetelmällä. Jos havainnot ovat niin tarkkoja, että jättiläisplaneetan merkit löytyisivät takuuvarmasti, voidaan sittenkin sanoa vain, että tähteä ei kierrä ainutkaan jättiläisplaneetta noin viiden Maan rataetäisyyden sisäpuolella. Sitä ulommasta planeetasta ei voida sanoa paljoakaan, koska sen aiheuttamat muutokset tähden liikkeeseen eivät riittäisi määrittämään planeetan rataa eikä silloin olisi mahdollista todentaa, että kyseessä on todellakin planeetan vetovoimavaikutus himmeän tähtikumppanin sijaan. Koska täysin taivaan tasossa tähteään kiertävät planeetat jäävät joka tapauksessa havaitsematta radiaalinopeusmenetelmällä, joka siis perustuu tähden liikkeen havainnointiin meitä kohti ja meistä poispäin, ei absoluuttista tietoa planeetoista minkään tähden kiertoradoilla edes voida saada — kokonaisarviot ovat vain todennäköisyyksiä suurelle joukolle tähtiä.
Tilanne on vieläkin hankalampi ylikulkumenetelmälle, jonka avulla voidaan havaita planeettoja vain siinä harvinaisessa erikoistapauksessa, että ne kulkevat täsmälleen tähden pinnan editse. Silloin ainakin 99% kaikista planeetoista jää aina havaitsematta, joten todennäköisyyslaskenta on vieläkin suuremmassa roolissa. Jos esimerkiksi 100 000 tähden tarkkailu avaruusteleskoopilla paljastaa 50 kuumaa jupiteria niiden ylikuluista, voidaan johtopäätöksenä todeta, että kuumia jupitereita on tähdistä ainakin 5000 ympärillä, ja siksi niitä löytyy kiertämässä noin 5% kaikista tähdistä. Kyse on valintaefektin huomioimisesta — emme saa näytettä kaikkien havaittujen tähtien planeetoista, vaan vain niiden, joita kiertäviä planeettoja tosiasiallisesti kykenemme havaitsemaan. Perusteiltaan laskelmat vastaavat todennäköisyyslaskennan alkeita, mutta muuttuvat nopeasti monimutkaisiksi, kun havaintotodennäköisyys on riippuvainen planeetan ja sen kiertoradan sekä tähden monista ominaisuuksista.
Tutkijat ovatkin selvittäneet miten jättiläisplaneettojen olemassaolo ja siten synty riippuu tähden ominaisuuksista. Se on mahdollista havaitsemalla planeettoja lukuisten tähtien kiertoradoilta ja arvioimalla planeettojen esiintymistodennäköisyyksiä erilaisille tähtien tyypeille. On vain ensin laskettava kuinka monta planeettaa löytyi kunkin tähtityypin kiertoradoilta. Huomioimalla, että niiden esiintymistodennäköisyys kerrottuna havaintotodennäköisyydellä antaa tulokseksi havaittujen planeettojen suhteellisen määrän, voidaan arvioida esiintymistä ja siten planeettojen todellista määrää kohteena olevien tähtien kiertolaisina. Tuloksena voidaan todeta, että jättiläisplaneettoja on kaikkien tähtityyppien kiertolaisina muttei yhtä paljon.
Auringonkaltaisista tähdistä noin yksi kymmenenstä jakaa järjestelmänsä ainakin yhden jättiläisplaneetan kanssa. Aurinkoa kaksi kertaa massiivisemmilla tähdillä puolestaa planeettoja on noin joka kuudennella, kun taas Aurinkoa puolet keveämmillä vain joka kolmannellakymmenennellä. Kaikkein keveimpien kääpiötähtien kiertoradat ovat kaikkein hankalimpia paikkoja jättiläisplaneettojen synnylle. Kun tähdet ovat massaltaan noin komanneksen Auringosta tai sen alle, niiden kiertoradoilta löytyy jättiläisplaneettoja keskimäärin vain yhdeltä tähdeltä sadasta. Jättiläisplaneettoja siis syntyy herkimmin sinne, missä materiaa tähden syntyyn on eniten ja siten tuloksena on massiivisempia tähtiä. Jos tähtienvälistä materiaa, kaasua ja pölyä, liikenee vain pienen tähden syntyyn, on jättiläisplaneettojenkin synty epätodennäköisempää. Kyse ei siten ole sattumasta, vaan planeettojen synnyn lainalaisuudesta.
Pienempiä Maan kokoisia planeettoja lainalaisuus ei kuitenkaan koske. Kooltaan ja massaltaan maankaltaisia planeettoja on jopa enemmän pienimpien tähtien ympärillä. Syiden selvittäminen pienempien planeettojen yleisyyden taustalla on puolestaan vasta aluillaan. Se kuitenkin tiedetään, että Jupiterinkaltaisten planeettojen järjestelmissä, joissa kaasuplaneetta kiertää tähteään kaukana järjestelmän viileissä ulko-osissa, on lähempänä tähteä runsaasti tilaa lämpimille kiviplaneetoille kuten Maa. Jos taas järjestelmän jättiläisplaneetta on niin sanottu kuuma jupiteri, joka kiertää tähteään sen pintaa viistäen, maankaltaisten planeettojen esiintyminen on epävarmaa, koska kuumat jupiterit hävittävät koko sisemmän planeettakunnan muuttaessaa ulommilta kiertoradoiltaan tähtiensä lähelle. Tai niin ainakin luulimme. Uusi Kepler -avaruusteleskoopin ylikulkuhavaintoihin perustuva tutkimus kertoo, että osassa kuumien jupiterien järjestelmiä pienemmät planeetat voivat säilyä radoillaan. Se on kuitenkin vain alustava havainto ennen kuin opimme ymmärtämään paremmin mitä tulokset merkitsevät järjestelmien muiden planeettojen kannalta.