Arkisto


Puuttuvat jupiterit

15.6.2023 klo 10.32, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

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.

Kuva 1. New Horizons -luotaimen ottama kuva Jupiterista. Etualalla näkyy sen kuu Io. Kuva: NASA/JHUAPL.

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.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Tulivuorten täplittämä

6.6.2023 klo 10.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Tulivuoret ovat eräs oman geologisesti aktiivisen maailmamme ominaispiirteistä. Ne koristavat mannerlaattojen reuna-alueita, joilla laatat puskevat toisiaan vasten tai erkanevat toisistaan väkivaltaisin seurauksin. Tulivuoria on kirjaimellisesti kaikkialla — niitä esiintyy mannerten vuoristoalueilla, merten pohjien harjanteilla, ja ne muodostavat uusia saaria, sulattavat jäätiköitä tai aiheuttavat tuhoa ihmisten rakennelmille ja luonnolle purkauksillaan ja laavavirroillaan. Tulivuoret kuvastavat sitä, miten vain ohut kiinteä kuorikerros suojaa meitä planeettamme sisuksen kuumuudelta, jossa silikaatit ja metallit virtaavat kuin neste valtavien fysikaalisten voimien armoilla. Tulivuoret ovatkin siten väistämättömiä geologisia ilmiöitä hydrostaattiseen tasapainotilaan asettuneen planeettamme kuorikerroksessa. Ja samat fysikaaliset ja geologiset voimat muovaavat toisia planeettoja samanlaisin lopputuloksin.

Aurinkokunnan korkein tulivuori, Marsin Olympus Mons, on vaipunut hiljaiseloon geologisessa aikaskaalassa varsin hiljattain, ehkäpä vain joitakin miljoonia vuosia sitten, ja se tarjoaa näyttävän esimerkin siitä, että tulivuoria on muillakin planeetoilla. Tulivuoret täplittävät myös Venuksen pintaa, ja tuoreet tutkimustulokset osoittavat niidenkin purkautuneet aivan geologisessa lähimenneisyydessä. Aurinkokunnan voimakkainta tulivuoritoimintaa on kuitenkin Jupiterin kuun, Ion pinnalla. Sen kuorikerrosta muovaavat Jupiterin voimakkaat vuorovesivoimat saaden kuoren taipumaan ja venymään, jolloin kitkavoimat vapauttavat kuoreen suuria määriä lämpöä. Se taas näkyy kuun pinnalla lukuisina tulivuorina, jotka peittävät Ion pintaa kauttaaltaan.

Kuva 1. Olympus Mons -tulivuori Marsin pinnalla Hope-avaruusluotaimen kuvaamana. Kuva: Hope/Emirates Mars Mission/EXI/AndreaLuck.

Tulivuoria on myös toisenlaisten Aurinkokunnan kappaleiden pinnoilla. Kryovulkanismi, eli kylmä tulivuoritoiminta, tarkoittaa jäästä koostuvan pinnan aktiivisuuttta matalissa lämpötiloissa. Silloin vuoret muodostuvat jäästä ja niistä purkautuu laavan sijaan vettä tai lämpimämpää jäätä, joka kylmissä olosuhteissa käyttäytyy viskositeettinsa vuoksi kuin maanpäällisten kuumien tulivuorten laava. Kun huomioidaan kryovulkanismi, voidaan todeta, että jonkinlaista tulivuoritoimintaa esiintyy tai on esiintynyt likimain jokaisen hydrostaattisessa tasapainotilassa olevan kappaleen pinnalla jo omassa planeettakunnassamme. Kyse on siis lähes takuuvarmasti universaalista ilmiöstä, jota esiintyy samojen luonnonlakien ansiosta myös muilla kiinteäpintaisilla planeetoilla ja suurilla kuilla maailmankaikkeudessamme. Tulivuorina ilmenevän geologisen aktiivisuuden syynä voi olla planeetan sisuksissa oleva sen syntymästä ja radioaktiivisesta hajoamisesta peräisin oleva lämpö tai läheisten massiivisten kappaleiden vuorovesivoimat. Niitä on kuitenkin kaikkialla — myös havaitsemillamme kivisillä eksoplaneetoilla.


Eräs toista tähteä kiertävä tulivuorten täplittämä planeetta on todennäköisesti LP 791-18 d. Sen luonne paljastui tutkimuksessa, jossa raportoitiin planeetan ylikulkuhavainnoista näkyvän valon ja infrapuna-alueen TESS ja Spitzer -avaruusteleskoopeilla. Aiemmin tunnettiin kaksi planeettaa pienen punaisen kääpiötähden LP 791-18 järjestelmästä mutta uudet TESS-avaruusteleskoopin havainnot paljastivat vielä kolmannen, likimain maapallonkokoisen kappaleen kiertämästä tähteä kerran noin 2.8 päivässä. Vaikka kyseessä on aivan tavanomainen planeettakunta, joita esiintyy pienimassaisten tähtien ympärillä runsain mitoin, LP 791-8 d on poikkeuksellisella radalla. Se kiertää tähteään hyvin lähellä mutta on silti kahden muun massiivisemman planeetan välissä kiertoradallaan. Uloin planeetoista kiertää sekin tähden vain noin viidessä päivässä, mutta se on massaltaan yli seitsemänkertainen planeettaan d verrattuna ja se luokitellaan minineptunukseksi, jolla on paksu kaasumaisesta aineksesta koostuva vaippa ympärillään. Minineptunus vaikuttaa kuitenkin planeetan d rataan vetovoimallaan tehden siitä tyypillisen ympyräradan sijaan hiukan soikean. Radan soikeus taas on melkoisen poikkeuksellista tiukkaan, tähtensä lähelle pakatuissa eksoplaneettajärjestelmissä, joissa vuorovesivoimat yleensä pyöristävät radat hyvinkin lyhyessä aikaskaalassa.

Soikea rata tietää huonoja uutisia planeetan d pintaolosuhteille. Sen etäisyys tähdestään ei pysy vakiona ratakierroksen aikana, jolloin syntyy vuorovesivoimien aikaansaamaan kitkaa. Kitka taas lämmittää planeetan pintakerroksia tuottaen suuria määriä lämpöenergiaa. Se taas saa pinnan halkeilemaan ja muovautumaan jatkuvissa ratakierrosten määräämissä sykleissä ja kuumuus purkautuu planeetan silikaatttikuoren alta pinnalle valtavien supertulivuorten jatkuvina purkauksina. Myös ulompi minineptunus lisää pinnan aktiivisuutta omilla vuorovesivoimillaan. Kyse on kuin Iosta Jupiterin vetovoimakentässä mutta jättiläiskoossa. Jupiterin sijaan vuorovesivoimia aikaansaa planeettakuntaa ympärillään vetovoimallaan kaitseva tähti ja niiden kohde on Ion sijaan maapallon kokoinen kiviplaneetta.

Mutta tutkijoiden arvioiden mukaan LP 791-18 d on läheisyydestään huolimatta sittenkin riittävän kaukana tähdestään, jotta nestemäinen vesi voisi juuri ja juuri pysyä virtaamassa sen pintaolosuhteissa. Se on kuitenkin laskennallinen arvio, joka huomioi vain tähden säteilyn — kitkavoimien tuottama lämpö ja tulivuoret tarkoittavat todennäköistä kuoliniskua planeetan muutoinkin varsin epätodennäköiselle elinkelpoisuudelle. Mikään ei kuitenkaan ole niin varmaa kuin havaintojen ja niistä tehtyjen tulkintojen epävarmuus. On täysin mahdollista, että planeetan d pimeä puolisko, joka suuntautuu vuorovesilukkiutumisen vuoksi aina pois päin tähdestä, on riittävän viileä nestemäisen veden esiintymiselle. Tulivuoritoiminta puolestaan tuottaa väistämättä planeetalle ainakin jonkinlaisen hiilidioksidipitoisen kaasukehän, joka on siten verrannollinen Venuksen ja Marsin kaasukehiin Aurinkokunnassa. Kyseessä on siten varsin mielenkiintoinen maailma, joka muistuttaa monella tapaa aurinkokunnan tuttuja kappaleita, mutta joka on silti täysin erilainen kuin mikään mitä tunnemme omasta järjestelmästämme.

Ihmisillä ei takuulla ole asiaa planeetan LP 791-18 d pinnalle jo sen kaukaisuuden vuoksi, mutta planeetan ilmeinen aktiivinen geologia varmistaa, että avaruussaappaat sulavat sen pinnalla astellessa. Vastaavat laavaplaneetat ovat kuitenkin melko yleinen planeettatyyppi maailmankaikkeudessamme, jossa pieniä kiviplaneettoja syntyy herkästi pienten tähtiensä lähelle, missä kuumuus pitää pinnan kiviaineksen sulana joko vuorovesivoimien välityksellä tai ilman niitä.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *