Vedestä on pienet planeetat tehty
Vesi on maailmankaikkeuden yleisin yhdiste ja sitä on kirjaimellisesti aivan kaikkialla jo omassa aurinkokunnassamme. Vaikka puhumme oman maailmamme kohdalla sinisestä planeetasta, viitaten sen väriin veden peittämänä Auringon kiertolaisena, Maassa vettä on kuitenkin moniin muihin Aurinkokunnan kappaleisiin verrattuna varsin vähän. Planeettamme on yksi sisäplaneettakunnan kivenmurikoista, jonka kappaleet syntyivät niin sanotun lumirajan sisäpuolella, eli lämpötiloissa, jotka saivat veden höyrystymään. Vesi ei siksi ollut rakennusaineena muodostamassa planeettoja, vaan kaikki vetemme on kulkeutunut planeetallemme sen muodostumisen jälkeen komeettojen mukana.
Aurinkokunnan ulko-osissa on toisin. Vesi on merkittävin pienten kiertolaisten rakennusmateriaali ulkoplaneettakunnassa, jos ei huomioida kaasujättiläisiä Jupiter ja Saturnus, jotka koostuvat valtaosaltaan vedystä ja heliumista. Vettä on jopa niin paljon, että piskuinen Jupiterin kuu Europa omaa suuremmat vesivarannot kuin oma planeettamme. Europa on massaltaan vain noin kahdeksan promillea Maasta, mutta sen vesivarannot ylittävät planeettamme valtamerten ja maankuoren veden määrän. Europalla on vettä yli kaksi kertaa Maan valtamerten verran, joten on selvää, että Maa ei ole kovinkaan vetinen planeetta huolimatta sen pintaa mantereita lukuunottamatta peittävästä nestemäisen veden kerroksesta.
Vesi on myös merkittävässä roolissa lukemattomien eksoplaneettojen rakennusaineena. Sen ei kuitenkaan tarvitse olla vain pinnalla esiintyvinä merinä, vaan vettä esiintyy monella tapaa oleellisena osana planeettojen koostumusta. Maassakin vähintäänkin puolet kaikesta vedestä on sitoutunena maankuoreen, jossa se on osana erilaisia mineraaleja, eikä muutoinkaan esiinny nestemäisenä, vaan eksottisina kovassa paineessa syntyvinä jään faasimuotoina. Samoin on muualla, mutta massiivisempien eksoplaneettojen, supermaapallojen ja minineptunusten suhteen, vettä voi vain olla hurjasti enemmän.
Ongelmallista planettojen koostumusten tutkimuksessa on se, että jopa oman planeettamme yksityiskohtaisen koostumuksen tutkiminen on erittäin vaikeaa, vaikka elämme sen pinnalla. Hankaluudet moninkertaistuvat ja syvenevät, kun koetamme tutkia kaukaisten eksoplaneettojen koostumusta perustuen vain tunnettuihin fysiikan lakeihin ja tietoihin niiden koosta ja massasta. Apuna voidaan kuitenkin käyttää tietoja muistakin tunnetuista eksoplaneetoista, joille koko ja massa, ja siten keskitiheys, tunnetaan.
Todennäköisin koostumus
Pienten planeettojen koostumuksessa on tunnettuja lainalaisuuksia, jotka perustuvat niin teoreettisiin arvioihin mahdollisista koostumuksista kuin planeetoista saatuihin havaintoihin. Espanjan Teneriffan astronomian instituutissa työskentelevä suomalainen astronomi Hannu Parviainen on rakentanut tuoreessa julkaisussaan todennäköisyyksiin perustuvia koostumusmalleja erilaisille eksoplaneetoille. Pienten planeettojen on havaittu jakautuvan karkeasti kolmeen luokkaan: maankaltaisiin kiviplaneettoihin, jotka voivat olla maata pienempiä tai suurempia, minineptunuksiin, joilla on paksu kaasuvaippa kivisen ja jäisen ytimen peittona, sekä vetisiin planeettoihin, joiden tiheys asettuu edellisten välimaastoon. Mallin avulla voidaan esimerkiksi arvioida planeetan kokoa, jos vain sen massa on tunnettu. Sellainen tilanne on vastassa aina, kun on havaittu planeetta radiaalinnopeusmenetelmällä mutta ylikulkuja ei tapahdu.
Jos planeetan massaksi arvioidaan vaikkapa kaksi kertaan Maan massa, on mahdollista laskea sen koolle todennäköisyysjakauma. Yksi sellainen laskelma on havainnollistettu Kuvassa 2, jossa planeetan säde on todennäköisimmin noin 1.5 tai 1.9 kertaa Maan säde. Pieni massa auttaa sulkemaan pois paksun kaasuvaipan melko varmasti, mutta koostumus voi olla kivinen (pienempi säde) tai vetinen (suurempi säde) suunnilleen yhtä suurella todennäköisyydellä. Tarkempaan määritykseen tarvitaan lisätietoa ylikulkuhavainnoista.
Parviaisen malli on erittäin kätevä nopeaan planeettojen tyypin arviointiin. Esimerkiksi Proxima b:n, josta tunnetaan vain arvio massalle, voidaan arvioida olevan todennäköisesti maankaltainen kiviplaneetta, vaikka vetistä koostumusta ei voidakaan sulkea pois. Vastaavasti, noin neljä kertaan Maan massainen kappale voikin sitten kuulua likimain yhtä suurella todennäköisyydellä mihin tahansa kolmesta karkeasta planeettaluokasta.
Vetisten planeettojen luokka on ehkäpä kaikein heikoimmin ymmärretty. Osaamme arvioida planeetojen ominaisuuksia niiden ollessa maankaltaisia, rauta-nikkeli ytimen sisuksiinsa piilottaneita, kiinteän pinnan omaavia kiviplaneettoja. Samoin, paksu vedystä ja heliumista koostuva kaasuvaippa ymmärretään varsin hyvin, koska omassa planettakunnassamme sellainen on jättiläisplaneettojen Jupiterin ja Saturnuksen lisäksi Neptunuksella ja Uranuksella. Vesiplaneettojen koostumusta voidaan kuitenkin tutkia tietokonesmulaatioilla, ja niiden rakenne onkin osoittautunut paljon ennakoitua monimuotoisemmaksi.
Vetisten planeettojen koostumukselle on useita mahdollisuuksia, eivätkä kaikki niistä vastaa valtameriplaneettoja. Uusien tulosten mukaan, vesi sekoittuu herkästi sekä planeettojen kiviseen vaippaan että metalliseen ytimeen, ja jopa ylivoimainen valtaosa, 95% kaikesta vedestä, voi helposti olla sitoutuneena planeettojen sisuksiin. Se vähentää merkittävästi pinnalle jäävän veden määrää, eikä ole alkuunkaan selvää, että on olemassa kuvitelmien valtameriplaneettoja, joita peittää tuhansien kilometrien paksuinen vesivaippa (Kuva 3.).
Mutta vesi sekoittaa ymmärrystämme myös sen suhteen, minkälaisia planeettoja voi olla lopputuloksena. Jos vesi on sekoittuneena planeetan ytimeen ja silikaattivaippaan, sen säde on jopa neljänneksen pienempi kuin voisi odottaa perustuen vain arvioihin massasta. Siksi moni koostumukseltaan maankaltaiseksi ja siten verrattaen kuivaksi kappaleeksi arvioitu eksoplaneetta voikin todellisuudessa olla sisuksiltaan hyvinkin vetinen, mikä todennäköisesti näkyisi myös pinnan vesivarantoina. Ei kuitenkaan ole täysin selvää miten tieto vaikuttaa ymmärrykseemme eksoplaneettojen yleisestä koostumuksesta.
Toisaalta, havainnot näyttävät pienten planeettojen asettuvan kiltisti verrattaen selkeisiin luokkiin. Toisaalta taas simulaatiot ja teoreettinen ymmärryksemme osoittaa, ettei luokkien välillä välttämättä ole kuin määrällisiä eroja, kaikkien välimuotojenkin ollessa hyvinkin mahdollisia. Vesi voi olla monessa roolissa eksoplaneetoilla. Se voi virrata planeettojen pinnalla oman maailmamme tapaan, tai muodostaa paksun vaipan planeetan pinnalle. Todennäköisimmin veden määrän kasvaessa, siitä yhä suurempi osa sitoutuu mineraaleihin niin planeetan silikaattivaipassa kuin ytimessäkin, ja muodostaa korkean paineen olomuotoja, joiden käyttäytymistä pääsemme tutkimaan vain tietokoneilla. Silloin erilaiset havaitut luokat voisivat aiheutua vähä- ja runsasvetisistä maailmoista, sekä niistä, joilla on paksulti vetyä ja heliumia peittonaan.
Vesi saattaa olla merkittävä planeettojen koostumusta säätelevä tekijä. Sen roolin ymmärtäminen on siten avainasemassa koettaessamme selvittää kuinka paljon elinkelpoisia maailmoja eksoplaneettojen moninaisessa joukossa voi olla. Vesi kontrolloi olosuhteita, joiden puitteissa elämä voi saada alkunsa. Se kontrolli puolestaan ulottuu aina planeettojen kokoon ja koostumukseen asti.