Eksoplaneetta hukassa

Katse elinkelpoisen planeetan kaasukehään

23.1.2026 klo 12.07, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen

Osaamme tehdä havaintoja kiviplaneettojen kaasukehistä. Kuumien, laavaplaneetoiksikin kutsuttujen kiviplaneettojen kaasukehiä osataan jo havaita ja niiden kaasukehien ominaisuuksista saadaan jatkuvasti uutta tietoa. Viimeisimpänä esimerkkinä on TOI-561 b, ultrakuuma supermaapallo kiertämässä vanhaa auringonkaltaista tähteä aivan sen pinnan vieressä yhdessä neljän muun planeetan kanssa. Planeettakunta on yksi vanhimmista tunnetuista peräti 5.5 miljardia vuotta Aurinkokuntaa iäkkäämpänä. Sisimmän kiertolaisen pinta on planeetaksi äärimmäisen kuuma ja sen lämpötila kohoaa valaistulla puolella peräti 2200 celciusasteeseen. Mutta tutkijoiden hämmästykseksi kuumuus ei ole suuruudeltaan odotettua, vaan planeetan kaasukehä pitää lämpimän puoliskon arvioitua viileämpänä siirtämällä tehokkaasti lämpöä pimeälle puolelle, josta se karkaa avaruuteen. Planeetalla siis on kaasukehä.

Tieto varmistui James Webb -avaruusteleskoopilla tehdyistä havainnoista, joissa ilmeni planeetan lämpötilajakautuman poikkeavan merkittävästi ennustetusta. Valaistu pinta on arvioitua selvästi viileämpi. Kaasukehän olemassaolo on ainoa mahdollinen tapa viilentää planeetan valaistua pintaa, mihin vaaditaan jonkin väliaineen virtaamista kuumalta puolelta pimeälle. Hiilidioksidista ja hiilimonoksidista koostuva kaasukehä on juuri sopiva siihen rooliin.

Kuumien planeettojen kykyä pitää kiiinni kaasukehistään aivan tähtensä vierellä on kuitenkin epäilty, koska tähden voimakas korkeaenerginen säteily ja hiukkastuuli puhaltavat kaasukehän molekyylejä tehokkaasti avaruuteen. Luonnon siihen tarjoama ratkaisu on puolestaan hyvin suoraviivainen. Laavaplaneetat toden totta menettävät kaasukehänsä kaasua koko ajan, mutta planeetan peittämä laavameri myös vapauttaa kaasuja jatkuvasti pitäen kaasukehän paksuna jopa miljardeja vuosia vanhalla maailmalla. Kauttaaltaan laavasta koostuva planeetan vaippa sisältää niin paljon ainetta, että kaasukehän uusiutuminen ei ehdi koskaan loppua.

Laavaplaneettojen kaasukehät sotivat perinteisiä käsityksiä vastaan. Pienillä planeetoilla ei pitänyt olla kykyä pitää kiinni kaasukehästään aivan tähden lähellä ja tutkijat olivatkin kehittäneen asian kuvaamiseen kosmiseksi rantaviivaksi kutsutun käsitteen. Sen avulla määritetään mitkä planeetat ovat kykenemättömiä pitämään kiinni kaasukehistään, ja mitkä voivat pysyä niiden verhoamina omassa säteily-ympäristössään. Kaasujen pakenemiseen planeetan kaasukehästä vaikuttaa tähden korkeaenerginen säteily sekä planeetan pakonopeus, eli nopeus, joka molekyylin on saatava, jotta se voi paeta planeetan vetovoimakentän piiristä. Suurempi korkeaenergisen säteilyn määrä saa suuremman määrän molekyylejä pakenemaan mutta vastaavasti suurempi pakonopeus pienentää niiden pakotodennäköisyyttä. Laavaplaneetat osoittivat ajatuksen liian yksinkertaiseksi, koska kaasukehiin vaikuttaa muitakin tekijöitä, kuten niiden uusiutumisnopeus (Kuva 1.). Se taas riippuu geologisista prosesseista ja siten syvällisesti planeettojen koostumuksesta ja ominaisuuksista. Kaasukehien olemassaoloa eivät siksi ennusta yksinkertaiset lainalaisuudet kuin vain karkealla tavalla.

Kosmisen rantaviivan ajatus on silti toimiva. Se vain vaikuttaa olevan monimuotoisempi kuin on aiemmin ymmärretty. Käsite on joka tapauksessa avainasemassa tutkittaessa pieniä punaisia kääpiötähtiä kiertävien planeettojen mahdollisuuksia olla elinkelpoisia. Siihen kun tarvitaan ehdottomasti kaasukehä.

Vaikka havainnot ovat toistaiseksi olleet rajoittuneita kaikkein helpoimmin tutkittaviin kappaleisiin, kuten juuri laavaplaneettoihin, edistysaskeleita tehdään koko ajan. Tutkijat osaavat saada selville yhä tarkempaa tietoa pienten elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneettojen kaasukehistä. Pääroolissa tutkijoiden selvitystyössä onkin ollut vanha tuttu, seitsemän kiviplaneetan muodostaman planeettakunnan keskustähti, pieni punainen kääpiö TRAPPIST-1.

Hankaluudet kaasukehän tutkimisessa

Laavaplaneettojen tapauksessa havainnot kaasukehästä saadaan hyvin suoraviivaisella tavalla. Tarkoilla havainnoilla voidaan katsoa tähden ja planeetan muodostaman parin kirkkautta infrapuna-alueella. Kun planeetta kulkee radallaan tähden eteen, nähdään sen ylikulku ja kokonaissäteilyn näennäinen himmeneminen planeetan peittäessä tähden pinnasta ympyränmuotoisen alueen. Mutta toisenlainen, sekundäärinen ylikulku tapahtuu silloin, kun planeetta kiertää tähtensä taakse. Silloin planeetan valaistu, kuuma pinta katoaa hetkeksi näkyvistä, mikä tuottaa sekin pienen himmenemisen. Himmenemisen suuruus puolestaan paljastaa planeetan pintalämpötilan valaistulla puoliskollaan, mikä antaa mahdollisuuden laskea kuinka nopeasti lämpöä siirtyy pimeälle puolelle. Se kertoo kaasukehän paksuudesta ja kyvystä siirtää lämpöä tuulten mukana.

Viileämmät ja siten elinkelpoisen vyöhykkeen planeetat eivät tarjoa juurikaan mahdollisuuksia sekundäärisen ylikulun mittaamiseen. Planeetat säteilevät niin vähän lämpösäteilyä, että sen erottaminen edes niiden valaistuilta puolilta on lähinnä teoreettinen mahdollisuus. TRAPPIST-1 -järjestelmän kiviplaneetat ovat kuitenkin osoittautuneet tärkeiksi kohteiksi, koska yhtä ainoaa tähteä havaitsemalla voidaan tutkia peräti seitsemää toisistaan poikkeavaa maailmaa. Avuksi tarvitaan läpäisyspektroskooppinen menetelmä, jolla järjestelmän kiertolaisista on jo saatukin joitakin tietoja.

Luonto vain ei anna tietoa maailmoista niin helposti kuin haluaisimme. Läpäisyspektroskopian periaate on hyvin yksinkertainen, ja se perustuu vain ylikulun ominaisuuksien ja siten planeetan koon mittaamiseen eri aallonpituuksilla. Planeetta voi vaikuttaa suuremmalta jollakin aallonpituuksilla, jos sen kaasukehässä on sopivia molekyylejä sitomassa juuri niiden aallonpituuksien säteilyä. Eri molekyylit virittyvät eri aallonpituuksien säteilystä, joten periaatteessa on mahdollista havaita vain planeetan koko laajalla skaalalla aallonpituuksia ja määrittää havainnoista kaasukehän paksuus ja koostumus. Ongelmaksi muodostuu kuitenkin tulosten suuri epävarmuus. Pienten kiviplaneettojen kaasukehät ovat ohuita ja mahdolliset muutokset planeetan näennäisessä koossa ovat siksi hyvin pieniä. Se ei kuitenkaan riitä. Myös tähdet tekevät kaikkensa, jotta mittaukset olisivat mahdollisimman hankalia.

Tähtien pinnat eivät ole tasaisia, vaan kirkkaudeltaan vaihtelevia. Lukuisten tähtien pintaa täplittävät erikokoiset tähdenpilkut, joiden kohdalla tähden pinta on ympäristöään himmeämpi. Himmeyden aste voi vaihdella ja joidenkin pilkkujen yhteydessä on myös muuta pintaa kikkaampia kohtia. Pilkut ja niiden ryhmät ovat erittäin dynaamisia kokonaisuuksia. Ne syntyvät ja kuolevat päivien tai kymmenien päivien aikaskaalassa ja muuttuvat niin kooltaan kuin himmeydeltäänkin kiertäessään muun pinnan mukana tähden ympäri sen pyöriessä. Lopputuloksena tähden pinta on jatkuvasti kirkkaudeltaan erilainen, vaikka kirkkausvaihtelut pysyisivätkin vakaasti tietyissä rajoissa. Jo se tekee planeettojen ylikulkujen tarkasta mittaamisesta hankalaa — tähdenpilkkujen vaikutus ylikulkuihin voidaan määrittää vain aniharvoin, ja silloinkin vain, jos pilkut ovat hyvin viileitä ja tiukasti rajattuja alueita, eivätkä löyhiä pilkkujen joukkoja, jotka ovat vain hiukan muuta pintaa viileämpiä.

Pahinta on kuitenkin pilkkujen tuntematon lämpötilajakautuma. Ylikulkujen suuruus saattaa muuttua eri aallonpituuksien välillä pilkkujen vaikutuksesta, joten tähden pinnan vaikutukset on ensin kyettävä sulkemaan pois, jos halutaan selvittää kaasukehän läpäisyspektriä. Se taas on hankalaa, koska pilkkuja on paljon ja ne jättävät tunnusomaiset merkkinsä tähden kirkkausvaihteluihin. Mainion kokonaiskuvan havaintojen haasteista tarjoaa Kepler -avaruustelekoopin avulla K2 -havaintokampanjan puitteissa saatu havaintosarja (Kuva 2.). Tähti kirkastuu muutaman päivän välein epäsäännöllisen säännöllisesti muotoaan jatkuvasti muuttavan pilkkurakenteen tuottaessa himmentymiä tähden pyörimisen tahdissa. Kun tähden kirkkauskin tunnetaan vain keskimäärin, on vaikeaa mitata täysin luotettavalla tavalla planeettojen kokoa.

Kokonaisuutena on siten erittäin hankalaa tietää milloin planeetan näennäiseen kokoon vaikuttaa sen kaasukehän koostumus ja milloin jokin epäonnen tähdenpilkku, joka sattuu muuttamaan havaintolaitteeseen saapuvan säteilyn määrää juuri sopivalla aallonpituuskaistalla. Ei ole myöskään keinoja sanoa milloin tähden pinta olisi kokonaisuudessaan vapaa pilkuista, antaen keinon määrittää sen todellinen kirkaus ilman mittausta häiritseviä viileitä tähdenpilkkuja. Kuvan 2. havainnoista voi päätellä, että tähti olisi ilman pilkkuja vähintään noin prosentin keskiarvoaan kirkaampi, mutta sekään ei ole varmaa. On aina mahdollista, että sen pinnalla on pysyviä pilkkurakenteita, jotka himmentävät tähteä pitkiksi ajanjaksoiksi tasaisella tavalla. Sellaisia ainakin tunnetaan useiden aktiivisten tähtien napa-alueilta.

On kuitenkin mahdollista kalibroida havainnot siten, että pilkkujen ja muiden tähden pinnan epäsäännöllisyyksien vaikutukset voidaan eliminoida. Sellaisen mahdollisuuden tähden TRAPPIST-1 planeettakunnan tutkimiseen tarjoaa sisin planeetta, TRAPPIST-1 b. Julkaisussaan yhdysvaltalainen astronomi Natalie Allen yhdessä Nestor Espinozan kanssa keksi nerokkaan tavan kiertää tähdenpilkkujen havaintojen tulkintaan tuottamat ongelmat. Avainroolissa on järjestelmän sisin planeetta b, joka on riittävän pieni ja lähellä tähteään. Mallinnuksilla on ennustettu sen olevan vailla kaasukehää tähden hiukkastuulen ja korkeaenergisen säteilyn ansiosta. Samaa sanovat myös kaikki havainnot. Niiden mukaan TRAPPIST-1 b on karu, kaasukehätön kappale tähtensä paahteessa. Sen vuoksi onkin mahdollista käyttää sisimmän planeetan ylikulkuja vertailukohtana. Vailla kaasukehää planeetta näyttäytyy täsmälleen samankokoisena kaikilla aallonpituuksilla, joten havaintojen kalibroinnin voidaan katsoa onnistuneen, jos se tuottaa sisimmälle planeetalle yhtäpitävän kokoarvion eri aallonpituuskaistoilla. Jos taas saman kalibroinnin avulla paljastuu merkkejä vaihteluista jollekin tähden ulommista planeetoista, löytyy todennäköisin selitys ulomman planeetan kaasukehästä.

Allen ja Espinoza ryhmineen koettivat ajatusta varmistamalla ensin, että planeetan b läpäisyspektri vaikutti heidän rakentamallaan kalibrointimenetelmällä tasaiselta ja vailla merkkejä kaasukehästä, ja laskivat sitten tuloksensa planeetalle e. Vaikka vertailu ei ole aivan suoraviivaista (Kuva 3.), lopputuloksena planeetan e läpäisyspektri vaikutti tasoittuvan tasaisemmaksi kuin aiempien tulosten mukaan. Se tarkoittaa huonoja uutisia toiveille planeetan kaasukehän olemassaolosta muttei sittenkään anna mahdollisuuksia kovinkaan vahvoihin johtopäätöksiin. Tutkijoiden mukaan planeetan hiilidioksidipitoinen kaasukehä voitaisiin havaita James Webb -avaruusteleskoopilla noin 15 läpäisyspektrin avulla — toistaiseksi vaadittavia havaintoja on saatu tehtyä vasta kolme. Ne kertovat mahdollisista muutoksista läpäisyspektrissä eri ylikulkujen välillä, mikä kielii tähden aktiivisuuden tuovan mukanaan muutoksia spektreihin. Se taas hankaloittaa tulosten tulkintaa merkittävällä tavalla. Näennäiset heikot merkit kaasukehästä voivat hyvinkin johtua tähden muutoksista ja johtaa tutkijoita harhaan.

Pienten, elinkelpoisen vyöhykkeen planeettojen kaasukehien havaitseminen on ottanut jälleen yhden askeleen eteenpäin, ja kaksi taaksepäin. Kaasukehien havaitseminen vaikuttaa muuttuvan sitä vaikeammaksi mitä lähemmäksi niiden aiheuttamien merkkien havaitsemista pääsemme. Se ei kuitenkaan ole syy luovuttaa, vaan yrittää kovemmin. Tutkijoiden oppiessa käsittelemään havaintonsa aina vain paremmin ja keksiessä menetelmiä saada mittauksista lisää informaatiota irti pääsemme vielä jossakin vaiheessa sen kriittisen rajan yli, jossa voimme sanoa kykenevämme tutkimaan toisen maankaltaisen kiviplaneetan kaasukehää. Sitä rajaa ei ole ylitetty vielä, mutta näemme jo horisontissa tulevaisuuden, jossa pienten planeettojen kaasukehien tutkimus on suoranaista rutiinia. Nyt sille vasta asetetaan askelmerkkejä ja standardeja, kun opettelemme tekemään havaintoja, joita ihmiskunta ei ole koskaan ennen tehnyt.

---

Jättiläiset ja kääpiöt

7.11.2025 klo 12.34, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Koostumus

Planeettoja ja tähtiä on monen kokoisia. Puhdas koko ei kuitenkaan tarjoa keinoa kertoa onko kappale tähti vai planeetta. Suurimmat kaasuplaneetat ovat vain hiukan pienempiä kuin pienimmät punaiset kääpiötähdet, mutta jotkut planeetat ovat pienimpiä tähtiäkin suurempia. Siihen on syynä fysiikka.

Massiivisimmat jättiläisplaneetat ovat karkeasti kymmenen kertaa Jupiteria massiivisempia mutta vain hiukan suurempia. Syynä on niiden kaasun kokoonpuristuminen suhteessa massaan — massiivisempi planeetta vetää kaasukehäänsä puoleensa voimakkaammin. Silloin massiivisemman planeetan suurempi ainesmääärä pakkautuu tiiviimmin ja planeetta kykenee pitämään kaasukehänsä ulko-osat suunnilleen yhtä laajana riippumatta siitä ainesmäärästä, jonka planeetta on haalinut itseensä.

Kaasukehä voi kuitenkin olla merkittävästi laajempi kuumien jupiterien tapauksessa. Ne kiertävät tähtiään hyvin lähellä, jolloin tähden säteily lämmittää niiden kaasukehiä voimakkaasti. Kuuma kaasu puolestaan laajenee, joten kuumat jupiterit voivat olla joissakin tapauksissa kooltaan kaksinkertaisia verrattuna Jupiteriin — tai jopa vieläkin suurempia (Kuva 1.). Massan kasvu ei kuitenkaan kasvata niiden kokoa merkittävästi ja siksi kappaleen koko pysyy suunnilleen samana massan kasvaessa vielä kauas planeettojen massa-alueen ulkopuolelle. Noin kolmentoista Jupiterin massan tuolla puolen kappaleen ytimen kuumuus kasvaa niin suureksi, että vedyn raskas isotooppi deuterium fuusioituu heliumiksi. Silloin ei puhuta enää planeetoista, vaan ydinreaktioissa jonkin verran energiaa tuottavista ruskeista kääpiöistä. Ne ovat näkökulmasta riippuen joko epäonnistuneita tähtiä tai ylikasvaneita planeettoja, mutta muodostavat kokonaan oman taivaankappaleiden luokkansa.

Ruskeat kääpiöt kääntävät tavallaan kappaleen massan ja koon välisen suhteen päälaelleen. Mitä suurempi ruskean kääpiön massa on, sitä pienikokoisemmaksi se pakkautuu vetovoimansa ansiosta. Kun energiantuotanto ytimessä on vain vähäistä, ruskeiden kääpiöiden aines pääsee pakkautumaan tiiviimmäksi massan kasvaessa ja vetäessä sitä kovemmin puoleensa. Vaikutus on vain pieni, mutta silti havaitavissa ja siksi jopa 80 kertaa Jupiteria massiivisemmat ruskeat kääpiöt ovat keskimäärin pienikokoisempia kuin suurikokoiset jättiläisplaneetat. Noin 80 Jupiterin massaa riittää kuitenkin kasvattamaan kappaleen ytimen paineen niin suureksi, että tavallinen vety osallistuu fuusioreaktioon ja kappaleen luonne muuttuu tavalliseksi tähdeksi. Silloin puhumme punaisista kääpiötähdistä, jotka tuottavat heikkoa punertavaa valoa.

Pienimmät tähdet eivät eroa paljoakaan suurimmista ruskeista kääpiöistä, eivätkä poikkea niistä kooltaan merkittävästi. Ne ovat siksi edelleen suunnilleen Jupiterin kokoisia kappaleita. Siksi pieniä tähtiä kiertävien massiivisten planeetttojen tutkiminen vaikkapa ylikulumenetelmällä olisi kaikkein helpointa. Planeetat peittäisivät jaksollisesti tähtensä suureksi osaksi, joten niiden aiheuttamat tähden himmennykset olisivat merkittävän suurina helposti havaittavissa. Sellaisia planeettakuntia ei kuitenkaan tunneta kuin kourallinen. Kuumat jupiterit, joiden ylikulut olisivat havaittavissa pienen punaisen kääpiötähden editse vaikuttavat olevan erittäin aliedustettuina. Miksi maailmankaikkeus ei tuota sellaisia parivaljakoita kuin vain harvoin?

Pienten tähtien jättiläisplaneetat

Toisinaan tähtitieteilijät löytävät varsin erikoisia tapauksia, planeettakuntia, joissa pientä tähteä kiertää jättiläisplaneetta tai jopa useampi. Yksi kuuluisimmista on pieni punainen kääpiötähteä Gliese 876 kiertävä jättiläisplaneettojen parivaljakko. Järjestelmä löytyi jo eksoplaneettatutkimuksen aamuhämärissä, kun sen kiertolaisten olemassaolo raportoitiin vuosina 1998 ja 2001. Radiaalinopeusmenetelmällä tehdyt havainnot kahdesta resonanssiradalla tähteä kiertävästä kaasujättiläisestä olivat tuolloin hämmästyttävä tulos, eikä mielenkiinto järjestelmään hiipunut myöhemminkään, kun sen kiertoradoilta paljastui kaksi pienempää planeettaa jättiläiskaksikon ratojen sisä- ja ulkopuolelta. Järjestelmä on arkkitehtuuriltaan varsin poikkeava, ja muodostumishistorialtaan hyvin epätodennäköinen sattumus, mutta selitettävissä sittenkin jättiläisplaneettojen vaiheittaisella muuttoliikkeellä tähden lähelle yhdessä toisten planeettojen kanssa. Tarvitaan jotakin erityistä, jotta suuria planeettoja muodostuu pienten tähtiten kiertoradoille ja tarvitaan vielä lisää sattumuksia, jotta ne päätyisivät aivan tähtiensä lähelle.

Kuumia jupitereita on pienten tähtien kiertoradoilla vain kourallinen. Alle promillella punaisista kääpiötähdistä on kiertolaisenaan kaasujättiläinen aivan lähellään. Siksi jokainen uusi löytö antaa uutta tietoa siitä jättiläisplaneettojen joukosta, joka punaisilla kääpiöillä on seuranaan. Kaksi kuumaa punaisten kääpiöiden jupiteria onkin varmistunun aivan hiljattain niiden löydyttyä TESS -avaruusteleskoopin havainnoista.

Nimillä TOI-5916 ja TOI-6158 tunnetut kohteet ovat aivan tavallisia punaisia kääpiötähtiä Auringon lähiavaruudessa. Ne ovat massaltaan noin puolet Aurigosta, eivätkä siksi ole pienimpien mahdollisten tähtien joukossa. Tähdet ovat verrattaen kookkaita punaisiksi kääpiöiksi. Mutta molempien kiertoradoilta, aivan tähtien vierestä, paljastui kuuma kaasujättiläinen tarkoista planeettojen ylikulut paljastavista kirkkausmittauksista.Planeetat ovat massaltaan hiukan Jupiteria pienempiä ja kiertävät tähtensä 2-3 päivässä, mikä tekee niistä varsin lämpimiä pinnaltaan. Ne eivät ole yhtä kuumia kuin jopa 2000 celciusasteeseen lämpenevät auringonkaltaisten tähtien kuumat jupiterit. Noin 300-400 celciusasteen lämpötiloissa ne saattavat laajeta hiukan, mutta se ei ole alkuunkaan varmaa.

Planeettojen suhteellisen koon näkee mainiosti yhdellä vilkaisulla ylikulkuhavainnoista (Kuva 3.). Tähden noin viiden prosentin himmeneminen tarkoittaa sitä, että planeetta peittää viitisen prosenttia tähden pinnasta. Jos ajatellaan tähden näkyvän ympyränmuotoisena taivaan kohteena, planeetan siitä peittämä pienempi ympyrä on silloin pinta-alaltaan viisi prosenttia tähden ympyrän pinta-alasta. Pieni geometrinen ajatusharjoitus paljastaa, että planeetta on silloin säteeltään peräti 22% tähdestä, mikä tekee niiden kokoerosta maltillisen. Esimerkiksi Jupiter on kooltaan 10% auringosta ja peittäisi siksi sen pintaa ylikulun aikana vain prosentin verran.

Löydöissä on silmiinpistävää jättiläisten alhainen tiheys. Vaikka ovat kooltaan Jupiteria suurempia, planeetat koostuvat Saturnuksen tapaan niin harvasta aineksesta, että vastaavan tiheyden kappaleet kelluisivat vaikka vesiastiassa. Siitäkin huolimatta, että ytimessään kaasuplaneetat ovat hyvin tiheitä sen koostuessa kiviplaneettojen tapaan kivestä ja metalleista, niiden vedystä ja heliumista muodostuneet ulko-osat ja kaasukehä ovat hyvin harvaa ainesta. Kyse ei kuitenkaan ole sattumasta. Suuri osa vastaavista kuumista jupitereista on hyvin matalan keskitiheyden maailmoja. Erityisesti se kourallinen kaasuplaneettoja, jonka tunnemme kiertämässä lähellä punaisia kääpiötähtiä, vaikuttaa koostuvan vastaavista matalan tiheyden planeetoista.

Punaisten kääpiötähtien lähellä kaasuplaneetat eivät yleisesti laajene merkittävästi lämmön vaikutuksesta. Tarkasteltaessa useita planeetoja suhteessa siihen kuinka paljon lämmittävää säteilyä ne pinnalleen saavat, planeettojen koko vaikuttaa pysyttelevän samankaltaisena. Niiden kokoa säätelee siten voimakkaammin koostumus ja massa. Massan suhteen on kuitenkin olemassa eräänlainen rajoite. Punaisten kääpiöiden kiertolaisina ei synny suuria superjupitereita, vähintään noin kaksi kertaa Jupiteria massiivisempia planeettoja. Vaikuttaa siltä, että niiden synty estyy, koska jos materiaa ei riitä kuin pienen tähden syntyyn, sen ympärille ei myöskään jää massiivisen kaasuplaneetan syntyyn riittävää määrää pölyä ja kaasua. Materian määrä onkin yksi oleellisimpia planeettojen ja tähtien kokoa rajoittavia tekijöitä.

Kaasuplaneetat ovat ominaisuuksiltaan hyvin samanlaisia sekä auringonkaltaisten että punaisten kääpiötähtien ympärillä, jos jätämme superjupiterit pois laskuista. Niiden rataetäisyyyksissä on kuitenkin kiinnostava ero. Punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla kaikki on tähteä lähempänä, ja kaasuplaneetat eivät tee siihen poikkeusta. Planeetat ovat keskimäärin karkealla kertoimella kymmenen lähempänä punaisten kääpiöiden pintaa kuin auringonkaltaisia tähtiä. Siihen on mitä luultavimmin syynä yksinkertaisesti punaisten kääpiöiden pienempi massa. Kuumat ja lämpimät jupiterit syntyvät useimmin joutuessaan hyvin soikeille radoille, joilla ne ryhtyvät kulkemaan hyvin läheltä tähteään ennen palaamistaan kauemmaksi, jopa planeettakunnan ulko-osiin. Silloin niiden radat pyöristyvät tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta. Planeetat menettävät liike-energiaansa ja radan kaukaisin piste siirtyy vuosimiljoonien kuluessa lähemmäs tähteä kunnes rata on pyöristynyt ympyräksi. Keveämpien tähtien ympärillä saavutetaan riittävän suuria vuorovesivoimia lähempänä niiden pintaa, joten kuumat jupiteritkin päätyvät lähemmäksi niissä harvinaisissa tilanteissa, kun niitä pääsee syntymään.

Kirsikkana kakun päällä on vielä metallipitoisuus, eli heliumia raskaampien alkuaineiden määrä siinä aineksessa, josta tähti ja sen planeetat saivat alkunsa. Suurempi metallipitoisuus tuottaa herkemmin jättiläisplaneettoja, koska planeettojen syntyyn on saatavilla enemmän pölyä ja protoplaneetat kasvavat massiivisemmiksi nopeammin. Kokonaisuutena jättiläisplaneettojen syntyä ymmärretään jo varsin hyvin, vaikka opimmekin siitä lisää kaiken aikaa.

Aurinkokunnassa on massiivinen Jupiter kiertämässä Aurinkoa kerran kahdessatoista vuodessa. Mutta se on maailmankaikkeuden mittakaavassa suhteellinen harvinaisuus. Valtaosalla tähdistä ei ole kaasujättiläisiä kiertolaisinaan, ja maailmankaikkeuden yleisimmillä tähdillä, punaisilla kääpiötähdillä on niitä kumppaneinaan vielä kertoimella kymmenen harvemmin. Planeettakuntien yleisin rakenne vastaa kourallista kiviplaneettoja tähden lähellä, ehkäpä kumppaninaan vielä yksi tai useampi minineptunus. Planeetat ovat siksi tyypillisesti tähtiään valtavasti pienempiä.

---

Muinaisten marsilaisten merkit

16.9.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Elinkelpoisuus

Jos planeettamme elämän sunnattoman monimuotoisuuden opiskelu on opettanut jotakin, ydinviesti voisi olla vaikkapa se, että elämä kyllä keksii keinot. Elävät organismit ovat sopeutuneet jokaiseen elinympäristöön, jota vain olemme keksineet planeetallamme tarkastella, ja sittenkin tutkijat hämmästyvät tämän tästä löytäessään eläviä organismeja sopeutuneena vieläkin äärimmäisempiin olosuhteisiin — sellaisiin, joiden piti olla saavuttamattomissa. Ne fysikaalisen maailman rajoitteet, joiden puitteissa elävät organismit voivat pitää aineenvaihduntansa käynnissä, sekä kasvaa ja lisääntyä, laajenevat jatkuvasti saadessamme tietoa ekstremofiileiksi kutsutuista äärimmäisistä mikrobeista. Ne kestävät suurta kuumuutta ja jäädyttämistä lähes absoluuttiseen nollaan, avaruuden tyhjiötä sekä valtaisaa painetta merenpohjien alapuolisissa sedimenteissä, ihmisen kudoksia liuottavaa ja tuhoavaa happamuutta ja emäksisyyttä, ja jopa intensiivistä säteilyä, joka tekisi omat solumme toimintakyvyttömiksi lyhyessä ajassa.

Elävät organismit ovat kerran synnyttyään ja planeetan vallattuaan niin kestäviä ja sopeutumiskykyisiä, että planeetan sterilointi vaatisi käytännössä suuren asteroidin kosmista törmäystä, mikä höyrystäisi planeetan kiinteän kivisen kuorikerroksen liike-energiansa muututtua valtaisaksi määräksi lämpöä. Ja silloinkin, törmäyksen voimasta avaruuteen sinkoavat kuorikerroksen heitteleet sisältäisivät runsaasti mikrobeita, jotka selviäisivä kivenmurikoidensa sisällä vuosituhansia tai jopa miljoonia, ja kansoittaisivat planeetan uudelleen sen kuorikerroksen taas jäähdyttyä ja heitteleiden satuttua palaamaan takaisin planeetan pinnalle avaruusseikkailultaan. Jotkut tutkijat arvelevat, että edes venuksen kokema äärimmäinen kasvihuoneilmiö ei riitä steriloimaan planeettaa, vaan elämä saattaa edelleenkin kukoistaa jopa Venuksen kaasukehän yläosissa, miedommissa lämpötilaolosuhteissa. Siihen verrattuna Marsin olosuhteet ovat eläville organismeille suorastaan ihanteellinen paratiisi, jos ei lasketa aivan planeetan voimakkaassa ultraviolettisäteilyssä korventuvaa pintaa.

Eikä elämä vain keksi keinoja, vaan se keksii ne aina vain uudelleen ja uudelleen. Kun ympäristö asettaa eliöiden selviytymiselle haasteensa, ne löytävät kerta toisensa jälkeen samat toimivat ratkaisut haasteisiin ja sopeutuvat olosuhteisiin. Esimerkiksi näkökyky on kehittynyt eläinmaailmassa lukuisia kertoja, ja silmäksi kutsutut näköaistille oleelliset elimet ovat kehittyneet toisistaan riippumatta kymmeniä kertoja planeettamme biosfäärin kehityshistorian aikana. Mutta näkökyky on kehittynyt muillekin eliöryhmille, ei vain eläimille, eikä siihen välttämättä edes tarvita erikoistuneita elimiä. Kasvitkin näkevät, ne aistivat valon voimakkuuden ja suunnan, ja kykenevät suuntaamaan kasvunsa valoa kohti. Niillekin on kehittynyt näkökyky, vaikka ovatkin silmättömiä. Kasvit aistivat valon suunnan valon taittuessa ja sirotessa niiden solujen välisissä ilmaraoissa. Se tuottaa kasvinversojen sisälle valaistusolosuhteet, jotka paljastavat soluille valon suunnan ja kertovat minne kasvua tulisi suunnata. Myös mikrobit osaavat aistia valon suunnan koko solullaan ja vaikkapa uida sitä kohti, jos se vain on tarkoituksenmukaista. Se kertoo omalta osaltaan, että valoaistimukset ovat äärimmäisen tärkeitä informaation lähteitä elävien organismien selviämiselle, ja niiden kayttäminen kirkkaan auringonvalon täyttämällä planeetalla on siksi yleistä.

Samat lainalaisuudet pätevät myös muiden elinympäristöjen reunaehtojen suhteen. Yksi tärkeimmistä on mahdollisuus saada energiaa elävän organismin aineenvaihdunnan ja rakenteen ylläpitämiseen, sekä elämältä vaadittaviin toimintoihin, joista oleellisimpia on kyky lisääntyä. Kaikki elämä tarvitsee energiaa, ja samankaltaisissa olosuhteissa elävät organismit sopeutuvat tyydyttämään energiantarpeensa samankaltaisilla tavoilla. On järkevää ajatella, että muinaisen Marsin olosuhteissa mikrobit ovat voineet toimia kuten ne toimisivat vastaavissa olosuhteissa Maassakin. Mars on ollut vetinen ennen kuin sen kaasukehä harveni ja valtameri pakeni pinnan alle, ja maan elämälle tutut energiantuotantomekanismit ovat mainiosti voineet auttaa marsilaisia mikrobeita selviämään samankaltaisissa olosuhteissa. Ensimmäiset epäsuorat havainnot muinaisten marsilaisten mikrobien toiminnasta onkin nyt havaittu Marsin pinnan geologisista muodostelmista.

Vihjeet menneestä elämästä

Ihmiskunnan Marsin pinnalle lähettämät robottiluotaimet edustavat teknisen sivilisaatiomme moderneja tutkimusmatkailijoita. Ne ovat lähinnä Marsin pinnan olosuhteita varten rakennettuja renkaiden varaan pystytettyjä tieteellisiä laboratorioita, jotka eivät tosin kykene samaan autonomiseen toimintaan kuin geologit ja biokemistit Marsin olosuhteissa pystyisivät, mutta jotka kykenevät saavuttamaan valtavasti tietoa planeetan pinnan muodostelmista, kemiasta, geologiasta ja jopa muinaisesta biologisesta aktiviteetista. Yksi parhaista on Perseverance, joka on huristellut punaisen planeetan pinnalla jo vuoden 2021 helmikuusta lähtien. Se on auton kokoinen ja noin tonnin painoinen tutkimusrobotti, joka kykeneen liikkumaan Marsin pinnalla varsin ketterästi kuuden renkaansa avulla. Se kykenee ottamaan kuvia erilaisten tarkkojen kameroidensa avulla, mittaamaan Marsin kaasukehän kaasujen pitoisuuksia, tekemään kivimateriaalista spektrihavaintoja sen koostumuksen selvittämiseksi, tekemään tutkahavaintoja selvittääkseen pinnanalaisten kivikerrostumien tiheyttä, ja mittaamaan radioaktiivista säteilyä, tuulta, ja pölyhiukkasten ominaisuuksia. Sillä on varusteenaan jopa mikrofoni, jolla kulkija on äänittänyt Marsin tuulen ujellusta. Mutta ennen kaikea, Perseverancella on varusteenaan pora ja lasereita, joilla se voi vaikuttaa tutkittaviin kohteisiin, tarkastella kivien sisäosia ja kerätä näytteitä. Näytteiden toimittaminen takaisin Maahan ei tosin ole vielä mahdollista, mutta Perseverance on säilönyt niitä tiiviisiin koeputkiin, joita se on jättänyt matkansa varrelle myöhemmin paluumatkalle poimittavaksi.

Yksi Perseverancen avulla tutkituista kohteista on viime aikoina ollut Jezeron kraateri, joka sisältää runsaita merkkejä muinoin virranneesta vedestä. Kraaterin läntisen reunan nimellä Neretva Vallis tunnettu laakso on paikka, jossa Perseverance on tutkinut varhaisen Marsin geologisia prosesseja ja etsinyt elämän merkkejä. Laakso on muinaista vedenpohjaa, jonka mudassa on tapahtunut jotakin samankaltaista kuin lukemattomissa oman planeettamme mutapohjaisista järvistä, merenlahdista ja muista vesistöistä. Neretva Vallisin alueelle muodostuneissa punertavissa kivettyneissä kerrostumissa on pieniä vihertäviä täpliä, merkkejä noduuleista, pyöreistä palluroista, jotka poikkeavat mutakiven kerrostumista koostumukseltaan. Ne sisältävät vihreää vivianiittia, joka on eräs vetisissä olosuhteissa muodostuva rautafosfaatin muoto. Sen lisäksi kerrostumissa on leopardin pilkkuja muistuttavia pieniä renkaita, jotka koostuvat niinikään rautafosfaateista sekä rautasulfideista, jotka muodostavat greigiitiksi kutsuttua mineraalia. Mineraalit ovat syntyneet muinaisessa mutapohjassa orgaanisen materiaalin aikaansaatua kemiallisia hapettumis-pelkistys -reaktioita, joiden seurauksena vivianiitti ja greigiitti ovat syntyneet.

Maapallolla samoja mineraaleja on muodostunut vuosimiljardien ajan vastaavissa olosuhteissa. Niitä syntyy mudassa elävien mikro-organismien aineenvaihdunnan tuotteina. Mikrobit haalivat itselleen energiaa mistä voivat, ja sen seurauksena syntyy monenlaisia yksittäisiä mineraaleja merkiksi mikrobien ruokailutottumuksista. Tuntien miten elämä kykenee sopeutumaan samanlaisiin olosuhteisiin samanlaisilla tavoilla, ei ole kovinkaan vaikeaa ajatella, että vastaavissa olosuhteissa mikrobit ovat toimineen vastaavilla tavoilla. Mutta onko marsilainen elämä vastuussa Marsin mineraalimuodostelmista? Se on edelleen näyttämättä aukottomasti todeksi, vaikka vaihtoehtoiset selitykset ovakin käymässä nopeasti vähiin. Minkään yksittäisen geologisen muodostelman tai mineraalin tulkitseminen biomarkkeriksi on kuitenkin ennenaikaista. On ensin käytävä läpi useita askeleita, joihin oleellisena liittyy vaihtoehtoisten selitysmallien poissulkeminen sellaisella varmuudella, että alati uusia tuloksia epäilevä tiedeyhteisö hyväksyy elämän toiminnan parhaaksi ja luotettavimmaksi selitysmalliksi.

Vastaavia mineraalimuodostelmia saattaisi syntyä riittävän kuumissa olosuhteissa. Se vaatisi aktiivista tulivuorta ja sen kuumuutta mineraalien muodostumisen ajanjaksolle. Merkit vetisestä ympäristöstä vaikuttavat kuitenkin sulkevan pois kuumat, tuliperäiset olosuhteet, eikä ympäröivässä kiviaineksessa näy mitään merkkejä kuumenemisesta. Tuliperäisyys olisi lisäksi tyypillisesti rajoittunutta yksittäiseen kerrostumaan, jossa sula laava olisi virrannut. Mineraaleja kuitenkin esiintyy kerrostumassa toisensa perään, pitkien ajanjaksojen ajalta, joten mineraalien muodostuminen virtaavan veden alla mikrobien toiminnan tuloksena vaikuttaa sopivan havaintoihin parhaiten.

Kyse on kuitenkin vain yksittäisestä havainnosta. Tarvitaan enemmän. Tarvitaan laajaa todistusaineistoa mikrobien aineenvaihduntatuotteista ja niille sopivasta elinympäristöstä, ja kenties jopa mikorbien fossiileja, jos sellaisia vain on voinut säilyä. Toistaiseksi on voitu aukottomasti osoittaa vain se, että Marsin pintaolosuhteet ovat olleet elämälle soveltuvia kerrostumien muodostumisajankohtana. Ja vaikka se tarjoaakin mahdolisuuden konvergentille evoluutiolle ja siten samankaltaiselle mikrobien toiminnalle kuin Maassa, kyse on vain epäsuorasta todisteesta, jolla on sittenkin epävarmuutensa.

Mutta epävarmuudet huomioiden tulokset ovat äärimmäisen merkittäviä. Ehkäpä elämää on syntynyt Marsin pinnalla riippumattomasti omasta planeetastamme. Ja ehkä se on kukoistanut Marsin pintaolosuhteissa satojen miljoonien vuosien ajan, ennen kuin punaisen planeetan pinta kävi elämälle liian hankalaksi olosuhteiltaan. Mikään, mitä toistaiseksi elävistä organismeista ja niiden kehityksestä ja sopeutumiskyvystä tiedämme, ei ole ristiriidassa sellaisen ajatusrakennelman kanssa. Vain aukottomat todisteet puuttuvat. Paikan päälle lähettämämme robottiluotaimet kuitenkin tekevät työtään väsymättä ja saavat jatkuvasti uutta tietoa Marsin geologisesta ja biokemiallisesta nykyisyydestä sekä historiasta. Kiistattomiksi elämän merkeiksi katsottava aineisto saattaa siksi olla jo niiden tutkittavana.

---

Punertavan taivaan maapallot

9.9.2025 klo 10.43, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen , Koostumus

Pieniä punaisia kääpiötähtiä kiertävien eksoplaneettojen värimaailma poikkeaa merkittävästi omastamme. Niiden himmeät punaiset tähdet säteilevät lähes yksinomaan punaista valoa mutta sitäkin vain paljon Aurinkoa himmeämmin. Keltainen ja sininen valo puuttuvat tähtien säteilyspektreistä lähes kauttaaltaan, joten planeettojen olosuhteissa tähden valaistus tuottaisi ihmissilmällä katsottuna vain punertavia värejä ja synkkiä harmaan sävyjä. Valaistus olisi outoa, suorastaan aavemaista kirkkaaseen keltaiseen valoon sopeutuneelle ihmissilmälle, mutta se olisi myös pelottavan muuttumatonta. Punaisten kääpiötähtien elinkelpoiset vyöhykkeet ovat aivan tähtien lähellä, ja niillä kiertävät planeetat ovat siksi ikuisesti vuorovesilukkiutuneita. Niiden toinen puolisko kylpee aina kelmeässä punertavassa valossa, kun taas toinen puolisko on ikuisesti pimeä. Siksi elinkelpoiset olosuhteetkin saattavat rajoittua vain rengasmaiselle aluelle, ikuisen aamuhämärän vyöhykkeelle.

Punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen kiviplaneetat ovat maailmankaikkeuden yleisimpiä potentiaalisesti elämää ylläpitämään kykeneviä paikkoja. Niiden elinkelpoisuus tarkoittaisi karkeasti sitä, että kahdensadanmiljardin tähden Linnunradassamme elinkelpoisia planeettoja olisi ainakin 150 miljardia. Silloin Auringonkaltaisten tähtien elävät planeetat olisivat outo vähemmistö, epätodennäköisen erikoinen paikka eläville organismeille valtaosan maailmankaikkeuden elämästä eläessä punaisten taivaiden alla.

Punaisten maailmojen elämää hankaloittaa kuitenkin tähtien aktiivinen toiminta niiden räiskyessä purkauksineen aivan planeettojen lähellä. Se vaikuttaa planeettoihin monella tavalla. Ilmeisin vaikutus on säteilyolosuhteiden muutos, kun roihupurkausten aiheuttamat välähdykset saavat tähden kirkkauden kasvamaan ajoittain moninkertaiseksi. Joskus superroihuiksi kutsutut purkaukset kirkastavat tähtiä jopa monikymmenkertaisiksi muutamien minuuttien ajaksi. Hyvästä esimerkistä käy vuonna 2016 havaittu lähimmän punaisen kääpiötähden Proxima Centaurin superroihu, joka sai tähden kirkastumaan pariksi minuutiksi peräti 68 kertaiseksi tavalliseen verrattuna ja teki tähdestä hetkeksi jopa paljaalla silmällä havaittavan taivaan kohteen. Sellaiset säteilyolosuhteiden äkkinäiset muutokset ovat kovin vieraita suhteessa oman aurinkomme tasaiseen loisteeseen, jossa ei tapahtu paljaalla silmällä havaittavia muutoksia.

Roihupurkaukset eivät kuitenkaan tarkoita vain lisääntynyttä näkyvän valon kirkkautta. Niiden yhteydessä vapautuu suuria määriä korkeaenergistä ultraviolettisäteilyä, joka vaikuttaa planeettojen kaasukehiin hajottaen niiden molekyylejä ja tuottaen siten vapaita radikaaleja. Sillä voi olla monenlaisia seurauksia, mutta selkein lopputulos on, että vetyatomit irtoavat raskaammista atomeista ja karkaavat kaasukehän yläosista avaruuteen. Raskaammat atomit eivät puolestaan karkaa niin helposti, joten kaasukehä muuttuu hiljalleen raskaiden atomien molekyyleistä koostuvaksi. Se suosii hiilidioksidi- ja typpipitoisia kaasukehiä, koska erityisesti vesi ja metaani, jotka sisältävät keveitä vetyatomeja, hajoavat herkästi eivätkä voi enää muodostua uudelleen vedyn karattua pois. Punaisten kääpötähtien purkaukset ja niihin yhdistyvä voimakas hiukkastuuli ja varattujen hiukkasten virta saattavat olla niin intensiivisiä, että ne riisuvat planeetat kokonaan kaasukehistään. Se jättäisi jäljelle steriilejä kivenmurikoita, joiden elämän edellytykset ovat menneet, joiden virtaava vesi on hävinnyt ja joiden olosuhteista elämän etsinnät olisivat turhia. Siksi astronomit ovat koettaneet tehdä punaisten kääpiöiden elinkelpoisten vyöhykkeiden planeetoista kaasukehähavaintoja. Erityisen hyvä kohde on TRAPPIST-1 järjestelmä, jossa on seitsemän ylikulkumenetelmällä havaittavissa olevaa planeettaa. Kahden sisimmän, kuuman ja varmuudella elottoman planeetan havainnoista merkit kaasukehästä vain ovat puuttuneet.

TRAPPIST-1 d: samaa maata

Sisimmät kaksi TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoista ovat ehkäpä kaasukehättömiä, kuolleita kiviä, mutta ne eivät olekaan tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä. Ne saavat olla kuin suuria merkuriuksia, eikä se vaikuta arvioihimme planeettakuntien elinkelpoisuudesta ja elävien planeettojen määrästä millään tavalla. Planeetta TRAPPIST-1 d on kuitenkin paljon merkityksellisempi. Sekin kiertää tähteään hyvin lähellä, kerran neljässä päivässä, etäisyydellä, joka vastaa runsasta kahta prosenttia Maan ratasäteestä. Planeetta on silti elinkelpoisella vyöhykkeellä ja sen pinnalleen saama tähden säteilyteho on vain muutaman prosentin enemmän kuin Maapallolla.

TRAPPIST-1 d poikkeaa Maasta merkittävillä tavoilla. Se on noin viidenneksen pienempi kuin Maa, mutta massaltaan vain vajaat 40% Maapallosta. Niiden perusteella voidaan laskea planeetalla olevan Maata selvästi matalampi keskitiheys, mikä osaltaan kertoo sen keskimäärin koostuvan Maata keveämmistä aineksista. Ei riitä, että sen rautaydin on Maan ydintä pienempi, vaan suuren osan planeetan koostumuksesta on oltava metalleja ja kivisen kuoren silikaatteja keveämpää ainesta. Se tarkoittaa joko suurta veden määrää sitoutuneena planeetan silikaattivaipan mineraaleihin tai muodostaen paksun vesikerroksen planeetan pinnalle. Vaihtoehtoisesti TRAPPIST-1 d on paksun kaasukehän peitossa mutta se vaikuttaa epätodennäköiseltä planeetan vähäisen massan vuoksi. Kyse on siksi ehkäpä hiukan Maata kuumemmasta planeetasta, mutta ehdottomasti yhdestä kandidaatista elinkelpoiseksi planeetaksi, jonka koostumuksesta luultavasti suuri osa on elämän eliksiiriä vettä. Elinkelpoisuus kuitenkin riippuu täysin kaasukehän ominaisuuksista, paksuudesta, koostumuksesta ja pilvisyydestä.

Tuoreet James Webb -avaruusteleskoopin avulla tehdyt havainnot kertovat planeetasta jotakin, mutta niiden tulkinta ei ole vaivan suoraviivaista. JWST on ollut sunnattuna TRAPPIST-1 tähteä kohti yhteensä jo kymmeniä päiviä, ja sen mittauksissa on rekisteröity tarkasti planeettojen ylikulkuja pyrkimyksenä selvittää niistä jokaisen koostumuksia. Havainnot planeetan d kaasukehästä eivät ole vielä onnistuneet täysin tyydyttävällä tavalla, mutta saadut tuloksen antavat jo tietoa planeetan koostumuksesta suoralla tavalla.

Planeettaa ympäröivä laaja vetypitoinen kaasukehä, kuten minineptunuksilla, voidaan sulkea pois suurella varmuudella. Se tekee planeetan vetisen koostumuksen entistäkin todennäköisemmäksi, koska oikein mikään muu ei voi selittää planeetan matalaa keskitiheyttä. Myös omalta planeetaltamme tuttujen molekyylien määrille planeetan d kaasukehässä saadaan ylärajoja. Vesi, hiilidioksidi ja metaani olisi voitu havaita, jos niitä olisi runsaina pitoisuuksina kaasukehässä ja kaasukehä olisi paksu kuten Maalla. Planeetalla ei ole maankaltaista ilmakehää, eikä sen kaasukehä voi muistuttaa pilvetöntä versiota Titanista tai Venuksesta. Paksu, hiilidioksidipitoinen kaasukehä voidaan sulkea pois, jos se on kirkas ja vailla pilviä. Pilvien mahdollisuus tekee kuitenkin planeetan kaasukehän ominaisuuksien ennustamisesta hankalaa.

On periaatteessa kolme vaihtoehtoista selitysmallia, jotka sopivat havaintoihin. Ehkäpä TRAPPIST-1 d on vain hyvin harvan kaasukehän peitossa ja sitä peittää korkeintaan jonkinlainen ohut, Marsia muistuttava matalan paineen kaasukehä. Silloin sen pintaolosuhteissa tuskin syntyy riittävää kasvihuoneilmiötä ja kaasun painetta ja nestemäisen veden esiintymiselle ei ole edellytyksiä. Toinen vaihtoehto on, että kaasukehä puuttuu kokonaan, kun tähden purkaukset ja hiukkastuuli ovat riisuneet planeetan paljaaksi kivenmurikaksi. Kumpikaan selitysmalleista ei ole hyvä uutinen elämän esintymiselle. Kolmas vaihtoehto on kuitenkin edelleen mahdollinen. Jos planeetan kaasukehä on verrattaen paksu mutta sitä peittää paksu ja jatkuva pilviverho, ylikulkumittaukset mahdollistavat vain pilviverhon yläpuolisen kaasukehän havaitsemisen. Sellaisessa tilanteessa planeetalla saattaisi hyvinkin olla elämälle soveltuvat olosuhteet pilviverhon alla vallitsevan nestemäisen veden esiintymisen mahdollistavan lämpötilan ja runsaan virtaavan veden olemassaolon vuoksi.

Vuorovesilukkiutuminen tuo mukanaan omat fysikaaliset seurauksensa. Jos planeetalla on kaasukehä, tähden säteily kuumentaa sen valoisaa puolta voimakkaasti saaden veden höyrystymään ja muodostamaan pysyvän pilvimuodostelman planeetan valoisalle puoliskolle. Se muodostelma voi lopulta peittää koko planeetan, mikä tekee paksusta globaalista pilvikerroksesta hyvinkin mahdollisen, jos planeetan pinnalla vain on riittävästi vettä. Samalla fysiikan armottomat lait saattavat kuitenkin käynnistää planeetan elinkelpoisuuden tuhon. Sen pilviverhoa pommittaa jatkuvalla tavalla tähden voimakas säteily, ja ultraviolettisäteily hajottaa ajan myötä vesimolekyylit pakottaen vedyn karkaamaan planeetalta. Jos prosessi on riittävän nopea, lopputuloksena on planeetan kuivuminen ja mahdollinen muuntuminen venuksenkaltaiseksi kuumaksi pätsiksi, jos koko kaasukehä ei vuoda avaruuteen.

On joka tapauksessa selvää, että sisin TRAPPIST-1 -järjestelmän elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista ei ole maankaltainen. Sen kaasukehä ei ole kuin Maapallolla, vaan joko puuttuu tai on hyvin ohut, tai planeettaa peittää kauttaaltaan paksu pilviverho. Vaikka kaasukehä puuttuisikin, on syytä edelleen jatkaa planeettakunnan ulompien maailmojen havaitsemista niiden ominaisuuksien selvittämiseksi. Ulommat planeetat ovat kyenneet pitämään kiinni kaasukehistään suremmalla todennäköisyydellä ja JWST:n havaintojen karttuessa niidenkin kaasukehien koostumuksista kyetään saamaan tietoa.

TRAPPIST-1 e: mahdollisuus elinkelpoisuuteen?

Neljäs planeetoista, TRAPPIST-1 e, on tietokonesimulaatioiden mukaan todennäköisimmin virtaavan veden planeetta. Se on hiukan Maata viileämpi ja sen sijainti elinkelpoisella vyöhykkeellä on hyvin samanlainen kuin lähiplaneetallamme Proxima b:llä. Tiedot e:n ominaisuuksista voivat siksi auttaa arvioimaan myös Proxima b:n elinkelpoisuuden todellista kohtaloa. Planeetta e on vain kymmenyksen Maata pienempi ja massaltaankin noin 70% Maasta, joten sen mahdollisuudet pitää vetovoimansa avulla kiinni kaasukehästään ovat sisempiä sisaruksiaan paremmat. Planeettaa d suurempi massa tarkoittaa myös sitä, että planeetan ydin jäähtyy hitaammin ja se kykenee ylläpitämään geologista aktiivisuutta, magneettista dynamoa ja siten tähden hiukkastuulelta suojaavaa magneettikenttää paljon paremmin. Planeetta e on myös tiheämpi kuin d. Sen koostumus on arvioiden mukaan hyvin lähellä Maan koostumusta, ja planeetalla on luultavasti metallinen ydin ja paksu silikaattivaippa muttei massiivista vesikerrosta kiviaineksen päällä. Se on siis planeetta, jossa vesi voi virrata, mutta jonka elinkelpoisuus ei huku massiivisen vesivaipan puristuksessa.

Havainnot planeetan e kaasukehästä ovat olleet erittäin haastavia, koska planeetta kiertää tähden hitaammin kuin sisemmät sisaruksensa. Sen kiertoaika on noin kuusi päivää, mikä on 50% pidempi kuin sisemmällä planeetalla d. Siksi sen ylikulkuja havaitaan harvemmin ja niistä saadaan tietoa hitaammin. Kaasukehän ominaisuuksien selvittämisen tarvitaan useita kymmeniä ylikulkuja, ja vaikka tarvittavaa määrää ei ole vielä koossa, uudet tutkimustulokset antavat mahdollisuuden sanoa planeetan ominaisuuksista jo jotakin.

Primitiivistä vetypitoista kaasukehää planeetalla ei ole, mikä vain tukee tehtyjä mittauksia planeetan koosta ja massasta, joiden perusteella laskettu keskitiheyskin osoittaa vetykehän puuttuvan. Raskaammista molekyyleistä koostuvien kaasukehien poissulkeminen onkin sitten jo huomattavasti vaikeampaa. Tutun chileläisen kollegani, Nestor Espinozan johtaman tuoreen tutkimuksen mukaan, planeetan TRAPPIST-1 e läpäisyspektri kertoo jotakin, mutta tutkijat eivät ole aivan varmoja mitä se on (Kuva 1.). Tuloksissa on merkillepantavaa se, että kaasukehän puuttuminen sopii havaintoihin varsin hyvin. Se tarkoittaisi tasalaatuista läpäisyspektriä, jossa planeetan koko näyttäytyisi samana kaikilla havaituilla aallonpituuksilla. Samalla on kuitenkin selvää, että spektri ei ole aivan tasainen, vaan siinä on joitakin tilastollisesti merkitseviä poikkeamia. Vaikuttaa siltä, että planeetalla saattaa olla kaasukehä, mutta sen ominaisuuksien tutkiminen on toistaiseksi juuri ja juuri havaintotarkkuuden tavoittamattomissa.

Toisessa samanaikaisesti julkaistussa tutkimuksessa, jota johti yhdysvaltalainen Ana Glidden, pyrittiin puristamaan havainnoista tietoa siitä, minkälaiset kaasukehät olisivat havaintojen puitteissa mahdollisia. Hiilidioksidipitoiset kaasukehät vaikuttavat epätodennäköisiltä, joten planeetan luonne jonkinlaisena venuksenkaltaisena mutta pilvettömänä planeettana voidaan poissulkea. Voidaan sanoa, että venuksenkaltaiset olosuhteet eivät ole muutoinkaan mahdollisia, koska kaasukehä ei ole yhteensopiva edes Venuksen pilvikerroksen yläpuolisen harvemman kaasukehän kanssa. Mahdollisuudeksi kuitenkin jää kaasukehä, jossa on paksulti typpikaasua ja sen puitteissa ripaus metaania sekä hiilidioksidia. Se on hiukan parempi malli kuin vaihtoehtoinen pelkästä typestä koostuva kaasukehä, joka ei selitä pieniä variaatioita, kuten ei selitä kaasukehän puutekaan. Ei kuitenkaan ole toistaiseksi täysin selvää kielivätkö variaatiot kaasukehän todellisista ominaisuuksista, vai kenties jostakin tähden pinnan tuottamasta häiriöstä, jota ei ole saatu eliminoitua. Tulevat, riippumattoman havaintojen analyysit, joiden tulokset ovat vastaavissa tapauksissa aina äärimmäisen tärkeitä, kuitenkin auttavat varmasti tuomaan lisävaloa asiaan.

---

Juuri nyt näyttää siltä, että kolme seitsemästä TRAPPIST-1 tähden planeetoista on elottomia maailmoja, vaikka planeetta d olisikin paksun kaasukehän ja pilviverhon peitossa. Planeetta e puolestaan asettaa eteemme valtaisan kysymysmerkin — sen kaasukehä voi olla tosiasia, ja se voi olla jopa ilmakehämme tapaan typpikaasun täyttämä, mutta on liian varhaista vetää johtopäätöksiä. Havaintoja tarvitaan lisää. Planeettojen luonne antaa siis odottaa paljastumistaan, mutta tulokset ovat myös jossakin määrin lupauksia herättäviä koettaessamme etsiä elämälle soveltuvia olosuhteita ja lopulta myös elämän merkkejä läheisiltä eksoplaneetoilta. Erityisesti planeetan e läpäisyspektri antaa mahdollisuuden elätellä toiveita. Se on tasainen, kuten kaasukehättömällä planeetalla, muttei niin tasainen, että voitaisiin sanoa kaasukehän puuttuvan. Ja jos kaasukehä tosiaan on olemassa, sen mahdollisuudet olla yhteensopivia elämän esiintymisen kanssa voidaan katsoa hyviksi.

Emme kuitenkaan voi olettaa, että odotuksemme ja toiveemme elinkelpoisten maailmojen löytämisestä vaikuttaisivat piiruakaan siihen, millaisia planeettoja fysiikan ja kemian armottomat lainalaisuudet ovat vuosimiljardien saatossa tuottaneet. Voimme spekuloida, mutta sen lisäksi voimme vain koettaa onkia mahdollisimman tarkkoja tietoja kosmisista naapureistamme ja selvittää niiden ominaisuuksia. Planeettojen elinkelpoisuudesta ja ehkäpä jopa elämästä saadaan kyllä tietoa sitten, kun osaamme kerätä niiltä saapuvia fotoneita oikeanlaisilla teleskoopeilla ja instrumenteilla. Sen aika on aivan pian käsillä.

---

Alpha Centaurin eksoplaneetta

19.8.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Proxima Centauri herättää jatkuvasti huomiota, kun sen planeetoista vain saadaan uutta tietoa tai niitä jopa löydetään lisää. Tuoreimmat havainnot kertovat Proxima b:llä olevan kumppaninaan planeetta d, joka on hyvin pieni jopa kiviplaneetaksi ja on planeetoista sisimpänä planeettakunnassaan. Joidenkin havaintojen mukaan järjestelmässä on ulompana nimellä Proxima c tunnettu supermaapallo, joka kiertää tähden noin kahdessatuhannessa päivässä, mutta sen varmistaminen ei ole edennyt tutkijoiden toivomalla tavalla. Planeetasta ei tuoreimmissa riippumattomissa havainnoissa ja niiden analysoinneissa näy jälkeäkään, ja siksi eksoplaneettatutkijat katsovat kyseessä olleen lopultakin väärä havainto.

Mutta sellaista on tiede. Virheelliset tulokset ja niiden tulkinnat hylätään vääjäämättä havaintojen ja ymmärryksen karttuessa, ja kaikki tieteelliset tulokset saavat joko vahvistuksensa tai ne kyetään sulkemaan pois. Jälkimmäisen kohtalon koki portugalilaisastronomi Xavier Dumusquen ryhmineen vuonna 2012 raportoima kiviplaneetta kiertämässä Proximan tähtikumppania, Alpha Centaurin kaksoistähden komponenttia B. Ryhmä kertoi löytäneensä tähden liikkeestä huojuntaa, jonka selitykseksi he esittivät pienen ja kuuman kiviplaneetan olemassaoloa, kiertämässä tähteä kerran noin kolmessa päivässä. Havaintoa ei koskaan saatu varmennettua ja sen katsotaan aiheutuneen epäonnisena sattumuksena havaintojen kohinasta ja tähden aktiivisuudesta sekä niiden riittämättömästä huomioinnista havaintojen analysoinnissa. Tähtitieteilijät ovat kuitenkin havainneet Alpha Centaurin tähtiä herkeämättä viimeiset vuosikymmenet. Sen tähtipari koostuu kahdesta kirkkaasta tähdestä, jotka ovat meitä lähimpinä sijaitsevia Auringon kanssa samankaltaisia tähtiä. Niiden kiertoradoilta vain ei ole tunnettu ainuttakaan planeettaa. Se voi kuitenkin olla muuttumassa juuri nyt, kun James Webb -avaruusteleskoopin havainnoista on löydetty merkkejä, jotka on tulkittavissa tähden A kiertolaiseksi.

---

Kansainvälinen tutkimusryhmä kertoi hiljattain jättiläisplaneetasta kiertämässä Alpha Centaurin komponenttia A, minkä Tähdet ja avaruuskin noteerasi uutisotsikkona. Tutkijoiden tulkinnan mukaan tähteä kiertää valtaisa, aavistuksen Jupiteria suurempi kaasuplaneetta, joka on massaltaan Saturnusta suurempi mutta Jupiteria pienempi. Väite ei kuitenkaan ole aivan uusi, koska jo neljä vuotta sitten toinen tutkimusryhmä raportoi havainneensa ”jotakin” tähden kiertoradalla vastaavaan tapaan suoraan kuvaamalla. Jos tuore havainto vastaa planeettaa, se kiertää tähden noin kahden Maan ratasäteen etäisyydellä keskellä Aurinkoa hiukan kirkkaamman A-komponentin elinkelpoista vyöhykettä. Ilmeiset spekulaatiot planeetan kuista ja niiden elinkelpoisuudesta ovat kuitenkin täysin ennenaikaisia, koska planeetta ei välttämättä tarjoa niille alkuunkaan vakaata ympäristöä. Syynä on sen radan merkittävä soikeus mutta vieläkin kriittisempiä ongelmia saattaa aiheuttaa gravitaatio. Ne puolestaan aiheutuvat läheisen tähtikumppanin vetovoimavaikutuksesta.

Kuultuani uudesta tuloksesta ensimmäinen ajatukseni oli epäusko. Syitä siihen on kaksi. Ensinnäkin, tähtipari on minulle erittäin henkilökohtainen tuttavuus jo vuoden 2012 väitetystä planeettalöydöstä lähtien. Halusin pyrkiä tuolloin varmentamaan planeetan olemassaolon, mutten onnistunut siinä. En tosin onnistunut osoittamaan tulosta vääräksikään, koska Alpha centauri B on hyvin aktiivinen tähti, ja sen pinnan tähdenpilkut hankaloittavat spektrihavainnoilla tehtyjä radiaalinopeusmittauksia suunnattomasti. Periaatteessa tähteä voisi kiertää vaikka koko joukko pieniä kiviplaneettoja Maan rataetäisyyden sisäpuolella, ja emme välttämättä voisi selvittää niiden olemassaoloa alkuunkaan. Olen kuitenkin koettanut, ja palannut analysoimaan tähden kahden komponentin havaintoja aina, kun siihen on ollut riittävän painava syy. Sellainen syy voi olla merkittävä määrä uusia havaintoja tai keksimäni parannus niiden käsittelymenetelmissä. Mitään ei kuitenkaan ole löytynyt minun tai muidenkaan tutkijoiten töiden tuloksena, ja vaikuttaa siksi oudolta, että massiivinen kaasuplaneetta olisi voinut jäädä havaitsematta. Niiden löydöt ovat joka tapauksessa rutiininomaisia radiaalinopeusmenetelmällä, ja läheisen Alpha Centaurin havaintojen herkkyys on moninkertaisesti parempi kuin mitä jättiläisplaneetan havaitsemiseen vaadittaisiin.

On tietenkin se mahdollisuus, että planeetan ratataso on hyvin lähellä taivaankannen tasoa. Se käykin ilmi tutkijoiden raportista, jossa he ovat arvioineet tilannetta. Radiaalinopeushavaintojen kanssa yhteensopiva ratataso poikkeaa taivaankannen tasosta korkeintaan vain 10-20 astetta. Sellaisella radalla planeetan jääminen havaitsematta radiaalinopeusmenetelmällä saisikin selityksensä.

Mutta radiaalinopeusmenetelmä on vain yksi mahdollisista havaintomenetelmistä. Lähitähtenä Alpha Centaurin komponenttien liikettä taivaalla voi havaita suoraan, ja huojunnan havaitseminen niiden liikkeessä paljastaisi planeetan tai planeettojen olemassaolon kiertämässä toista tai molempia tähdistä. Mitään ei vain ole raportoitu, vaikka joidenkin arvioiden mukaan jopa kymmenen kertaa Maan massainen planeetta saattaisi olla havaittavissa tarkkailemalla puhtaasti tähtien liikettä suhteessa taustataivaan kaukaisempiin tähtiin. Liikkeeseen vaikuttaa vain kaksi tekijää: tähtien liike radallaan toistensa ympäri sekä niitä kiertävät planeetat. Alpha Centaurin tähtien luonne tekee kuitenkin niiden tarkkojen paikkojen mittauksista taivaalla äärimmäisen vaikeita. Tähdet ovat niin lähellä ja siksi niin kirkkaita, että ne ylivalottavat jokaisen taivaansa alueesta otetun kuvan, josta voidaan mitata tähtien paikkoja tarkasti suhteessa kaukaisempiin taustataivaan tähtiin. Pidemmät valotukset tekevät kuvista ylivalotuksen vuoksi käyttökelvottomia ja lyhyempien valotusten tarkkuus taustataivaan tähtien suhteen on varsin kehnoa. Kiertotie ongelman ympäri on kuvata tähtiä mikroaaltoaallonpituuksilla, joilla tähdet loistavat himmeämpinä. Silloin astrometriastakin tulisi mahdollista. Riittävään tarkkuuteen kuitenkin vaaditaan havaintoaikaa suurelta ALMA -teleskooppimuodostelmalta, mikä on saanut odottaa itseään, koska ALMA:n havaintokalenteriin ei ole saatu sovitettua yksittäisen tähtiparin epätodennäköistä planeetanetsintää sen matalan tieteellisen odotusarvon vuoksi.

Toinen syy epäuskooni piilee gravitaation vaikutuksessa ja arviot planeetan ratatasosta vahvistavat epäuskoani. Planeetan arvioitu ratataso nimittäin poikkeaa merkittävästi Alpha Centaurin tähtiparin keskinäisen liikkeen ratatasosta. Se taas voimistaa tähtikumppanin B planeetan rataan kohdistuvia häiriöitä merkittävällä tavalla. Tähdet kiertävä toisensa noin 80 vuoden aikana, ja saapuvat soikeilla radoillaan lähimmillään runsaan kahdeksan AU:n etäisyydelle toisistaan. Planeetan ollessa kahden AU:n etäisyydellä, on varmaa, että tähtikumppani heilauttaa sitä radallaan muuttaen radan muotoa jokaisen lähiohituksensa aikana. Oma arvioni on, että jos planeetta on tosiaan olemassa, sen rata on muotoutunut soikeaksi juuri tähtikumppanin lähiohitusten vuoksi. Joka tapauksessa, tiedämme myös, että yli kolmen AU:n etäisyydellä tähdestään yksikään planeetta ei voisi olla vakaalla radalla tähtiparin vetovoimavaikutuksen johdosta. Kyseessä olisi kaoottinen kolmen kappaleen järjestelmä, joka johtaisi nopeaan planeetan suistumiseen radaltaan ja tuhoutumiseen törmätessään toiseen tähdistä tai sinkoutumiseen ulos koko tähtijärjestelmästä. Kahden AU:n kohdalla radan vakaus voi kuitenkin olla juuri ja juuri mahdollista jopa poikkeavalla ratatasolla, joten ehkäpä planeetan olemasaoloa on kuitenkin pidettävä mahdollisena. Vastaavia järjestelmiä, joissa planeetan ratataso poikkeaa merkittävästi tähtiparin ratatasosta toistensa ympäri, tunnetaan ainakin kaksi muutakin, joten Alpha Centauri A ei planeettoineen näyttäydy sittenkään täysin mahdottomana planeettakuntana.

Planeetan olemassaolo on ehkäpä mahdollista, mutta sitä ei vielä voida pitään millään tavalla varmennettuna. Tutkijat ovat onnistuneet sulkemaan pois havaitsemansa kohteen luonteen taustataivaan kohteena, jonakin himmeänä tähtenä, joka vain sattuu sijaitsemaan sopivassa kohdassa kuvakenttää. He ovat myös onnistuneet sulkemaan pois mahdollisuuden, että kyse olisi oman planeettakuntamme kaukaisesta kappaleesta täsmälleen Alpha Centaurin suunnassa. Havainnoista puuttuu kuitenkin varmennus, mikä saataisiin havaitsemalla planeetaksi tulkittu kohde uudelleen ja toteamalla sen liikkuneen tavalla, jonka selittää sen liike tähden ympäri radallaan. Tutkijat kuitenkin epäonnistuivat näkemään siitä vilaustakaan toisella ja kolmannella havaintokerrallaan. Syynä voi olla juuri kappaleen liike, joka on vienyt sen radallaan meidän näkökulmastamme katsottuna liian lähelle tähteään, jotta havaitseminen olisi mahdollista. Olisi ironista, jos juuri planetaarisen luonteen varmistava rataliike olisikin tehnyt tyhjäksi yritykset varmentaa havaitun kohteen olevan planeetta. Toinen vaihtoehto on, että havainnossa ei ole kyse planeetasta, vaan jonkinlaisesta havaintolaitteen tai tähden tuottaman häiriön sattumalta aikaansaamasta havaintovirheestä.

Liike kuitenkin vie planeetan taas ratansa kohtaan, jossa sen havaitseminen uudelleen on mahdollista, ja havainto saa lähitulevaisuudessa varmennuksensa. Tai sitten ei. Lähitähtien planeettakunnilla on kiusallinen tapa pyrkiä pitämään astronomit pimennossa ominaisuuksistaan kaikin mahdollisin keinoin. Tai ainakin siltä jokaisen niitä tutkineen tähtitieteilijän mielessä tuntuu. Jos planeetta kuitenkin saa varmistuksensa, voimme edetä pohtimaan voisivatko sitä kiertävät kuut olla elinkelpoisia maailmoja. Ennen varmennusta sellainen spekulointi on jokseenkin hedelmätöntä.

---

Planeetta K2-18 b ja elämän merkkien etsintä

5.5.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen , Koostumus

Kun Cambridgen yliopiston tutkijat julkaisivat tiedotteensa, jossa kertoivat havainneensa ”toistaiseksi vahvimpia viitteitä biologisesta aktiivisuudesta Aurinkokunnan ulkopuolella”, moni eksoplaneettoihin ja astrobiologiaan erikoistunut tutkija pyöritti päätään pettymyksen merkiksi. Tieteessä ensimmäisen reaktion toki kuuluukin sisältää tervettä epäuskoa ja skeptisyyttä ja kaikenlainen skeptisyys on täysin ymmärrettävää, suorastaan vaatimuksena, kyseen ollessa niin valtavan suuresta tuloksesta. Mutta jo tuloksen kursorinen tarkastelu osoittaa tutkijoiden päättelyketjun olevan täynnä aukkoja ja oletuksia, joiden taustalle ei ole esittää kovinkaan vahvoja perusteluita. Kirjoitin heti tuloksesta kuultuani nopean kommentin asiaan liittyen, mutta huolellisempi tarkastelu paljastaa vielä lisääkin ongelmakohtia ja tarjoaa mainion esimerkin siitä, miksi elämän merkkien havaitsemisesta ei saisi puhua liian heiveröisin perustein. Kun kyse on järisyttävän suurista tuloksista, olisi niiden perustusten oltava poikkeuksellisen vakaat. Muutoin koko tieteellisen päättelyn korttitalo sortuu heti kättelyssä.

Eksoplaneettatutkijoiden keskuudessa vallitsee jonkinlainen konsensus, että tuoreessa tapauksessa planeetan K2-18 b suhteen puheet elämästä ovat täysin ennenaikaisia ja vailla perustaa. Nostan esiin kolme suurta ongelmakohtaa, joiden ratkaiseminen on välttämätöntä ennen kuin voidaan edes puhua siitä hypoteettisesta ja kaukaisesta mahdollisuudesta, että planeetan K2-18 b pinnalla olisi jonkinlainen biosfääri ja se olisi ensimmäinen tunnettu toista tähteä kiertävä elollinen planeetta. Pureudun ongelmiin tässä tekstissä.

1. Dimetyylisulfidin havainto

Cambridgen yliopiston tutkijoiden julkaisema tutkimus keskittyy pääosaltaan yhteen ainoaan asiaan. Sen tarkoituksena on osoittaa, että James Webb -avaruusteleskoopin uusillla havainnoilla on saatu tehtyä dimetyylisulfidiksi kutsutun molekyylin tilastollisesti merkitsevä havainto planeetan K2-18 b kaasukehästä. Professori Nikku Madhusudhanin johtama tutkimusryhmä on valjastanut kaikkein tarkimman olemassaolevan tähtitieteellisen instrumentin vetämään tieteellistä rekeään vain saadakseen selville onko planeetan kaasukehässä merkkejä yhdestä ainoasta molekyylistä. Ryhmä kertoi saaneensa vihiä molekyylista jo paria vuotta aiemmin, mutta tuolloin ei oikeastaan voitu puhua minkäänlaisesta positiivisesta tuloksesta. Havainto oli erittäin hataralla pohjalla ja on suorastaan hämmästyttävää, että se riitti perusteeksi havaintoajan saamiseen maailman parhaalta avaruusteleskoopilta.

Havainnot on nyt kuitenkin tehty ja on aika tarkastella niitä tarkemmin. Tutkijoiden koejärjestely on periaatteessa hyvin suoraviivainen. JWST on valjastettu havaitsemaan planeetan ylikulkuja yhdellä teleskoopin instrumenteista, joka on herkkä infrapuna-aallonpituuksilla välillä 6-12 mikrometriä. Instrumentti on valittu siten, että sen havainnoista voidaan saada selville merkkejä dimetyylisulfidista, joka absorboi tähden säteilyä suunnilleen 7-8 ja 10-11 mikronin alueilla. Niillä aallonpituuksilla tähden säteily saa dimetyylisulfidin molekyylit värähtelemään niille ominaisella tavalla, jolloin molekyylit suodattavat aallonpituuksien säteilyä pois. Seurauksena sitä saapuu hiukan vähemmän mittalaitteeseemme. Jos havaitaan planeetan himmentävän tähteään hiukan enemmän kyseisillä aallonpituuksilla, on silloin mahdollista, että kaasukehässä oleva dimetyylisulfidi saa säteilyä absorboidessaan planeetan näyttämään hiukan muita aallonpituuksia suuremmalta. Periaatteellisella tasolla yksinkertaiseen tieteelliseen kokeeseen liittyy kuitenkin useita havaintoa hankaloittavia yksityiskohtia.

Ensimmäinen hankaluus riittyy valintaan siitä, mihin vertaamme kahdella aallonpituusvälillä havaittavaa säteilyn absorptoita ja siten planeetan näennäisen suurempaa kokoa. Vertailukohta on periaatteessa helppoa muodostaa laskemalla planeetan absorptiospektri erilaisille kaasukehän koostumuksille, joissa joko on dimetyylisulfidia tai ei ole. Kun laskettuja spektrejä verrataan havaintoihin, on mahdollista arvioida mikä eri koostumuksia kuvaavista malleista sopii havaintoihin parhaiten. Jos dimetyylisulfidia sisältävät mallispektrit sopivat havaintoihin järjestelmällisesti paremmin kuin spektrit, joista molekyyli puuttuu, voidaan katsoa havaintojen selittyvän parhaiden dimetyylisulfidin läsnäololla kaasukehässä. Silloin on vain tarkasteltava kuinka todennäköistä dimetyylisulfidin merkkien läsnäolo havainnoissa on.

Madhusudhan ryhmineen raportoi dimetyylisulfidin havainnon olevan merkitsevyydeltään kolme sigmaa. Se on tutkijoiden ammattijargonia, joka tarkoittaa, että jos dimetyylisulfidia ei olisi lainkaan, olisi vain 0.3% todennäköisyys saada sattumalta mittauksia, joista sen olemassaolo havaittaisiin virheellisesti. Toisin sanoen, jos havainnot ja koko koejärjestely toistettaisiin tuhat kertaa, saattaisi kolmella kerroista sattua pelkän havaintojen kohinan ansiosta tilanne, jossa molekyyli kaikesta huolimatta havaittaisiin, vaikkei sitä olisi olemassakaan. Kolme kertaa tuhannesta ei kuitenkaan vielä ole niin merkitsevä tulos, että siihen voitaisiin luottaa kuin peruskallioon. Tyypillisesti vaaditaankin viiden sigman tulosta, jolloin vastaava virheen mahdollisuus on enää vain yksi kerta 1.7 miljoonasta. Numeroiden perusteet voi halutessaan käydä kertaamassa liki mistä tahansa tilastomatematiikan perustason tekstistä.

Havainto ei siis ole riittävän vankalla pohjalla vahvojen väitteiden esittämiseksi edes tutkimusryhmän itsensä mielestä, ja he asettelevatkin sanansa verrattaen varovaisesti tiedotteessaan. Itse tieteellisessä julkaisussa on tosin muutakin. Tutkijat vertaavat mallia, jossa dimetyylisulfidia on, kanoniseksi malliksi kutsumaansa vertailumalliin. Sen he puolestaan rakentavat jättämällä kaikkien muiden molekyylien merkit pois yli 9 mikrometrin aallonpituuksilta, jolloin alueella havaittujen variaatioiden selitykseksi sallitaan vain joko dimetyylisulfidi tai ei mitään. Ei siten oikeastaan ole ihme, että dimetyylisulfidille saadaan tilastollisesti merkitsevältä vaikuttava havainto.

Molekyylien havaintojen todennäköisyyksiä voidaan kuitenkin arvioida toisellakin tavoin. Voidaan laskea mikä olisi todennäköisyys saada aikaiseksi havainnot olettaen tietty mallispektri. Jos laskelman toistaa kahdelle mallille, joista toisessa on dimetyylisulfidin jäljet ja toisessa ei ole, saadaan mallivertailun tuloksena todennäköisyydet sille, että mallit selittävät havainnot. Madhusudhan ryhmineen raportoikin sellaisia todennäköisyyksiä julkaisussaan. Ne vain näyttävät olevan kuin toisesta maailmasta. Erilaisille havaintojen prosessoinneille, dimetyylisulfidia sisältävien mallispektrien todennäköisyyksiksi saadaan systemaattisesti arvoja välillä 94-99%. Jää siis varsin korkea 1-6% todennäköisyys, että dimetyylisulfidia ei tarvita havaintojen selittämiseen jopa siinäkin tilanteessa, että ainoa tarkasteltava molekyyli on juuri dimetyylisulfidi. Sellainen tulos ei täytä millään mittapuulla positiiviselta havainnolta vaadittavaa tilastollista varmuutta.

Kaikeksi huipuksi Cambridgen tutkimusryhmä luottaa vain yhteen JWST:n havaintojen prosessointiohjelmistoon, eikä vertaile tuloksia prosessoimalla havaintonsa toisilla, riippumattomilla menetelmillä. Eri prosessointien tiedetään vaikuttavan tuloksiin merkittävällä tavalla, ja tuottavan ajoittain jopa täysin poikkeavia havaintoja eri molekyyleistä, jos molekyylien signaalit ovat heikkoja. Ilman sellaista vertailua, jonka toiset tutkimusryhmät tulevaisuudessa taatusti suorittavat, dimetyylisulfidin olemassaolosta saatujen havaintojen uskottavuus on erittäin heikkoa. Esimerkiksi ryhmän aiempien havaintojen riippumattoman analysoinnin tulokset ovat juuri nyt vertaisarvioinnissa. Vaikuttaa siltä, että Madhusudhanin ryhmineen aiemmin raportoima hiilidioksidin havainto ei esimerkiksi näytä kestävän datan analysointia riippumattoman ryhmän toimesta.

2. Dimetyylisulfidin rooli biomarkkerina

Dimetyylisulfidi on pääroolissa yksinkertaisesta syystä. Maapallon fysikaaliskemiallisissa olosuhteissa dimetyylisulfidia ei synny merkittäviä määriä elottomista kemiallisista prosesseista. Molekyylin ainoana merkittävänä lähteenä Maapallolla toimii merten yhteyttävä kasviplankton, joka pumppaa molekyyliä ilmakehään tasaisella tavalla tuottaen planeettamme kaasukehään noin yhden miljardisosan pitoisuuden nopeasti ultraviolettivalon vaikutuksesta hajoavaa molekyylia. Kyseessä on silloin biomarkkeriksi katsottava molekyyli, jos olosuhteet ovat suurelta osin kuten omalla planeetallamme. Se tosiasia, että Maassa ei ole elottomia prosesseja, jotka voisivat tuottaa merkittäviä määriä dimetyylisulfidia ei kuitenkaan sulje pois mahdollisuutta, että molekyyliä syntyisi täysin toisenlaisissa olosuhteissa merkittävä määriä.

Molekyylia on ehdotettu biomarkkeriksi sopivien maankaltaisten ja sitä suurempien kivisten eksoplaneettojen kaasukehissä tietyin edellytyksin. Yksi sellainen edellytys on maankaltaisuus, ja että kyse olisi edes kiviplaneetasta. Mutta K2-18 b ei ole kiviplaneetta, vaan koostuu merkittävästi keveämmistä aineksista ja on tiheydeltään vain noin puolet Maasta, vaikka onkin massaltaan likimain yhdeksänkertainen. Sen perusteella planeetta poikkeaa Maasta täysin, eikä ole millään lailla realistista arvella samojen molekyylien voivan toimia sen olosuhteissa biomarkkereina kuin maankaltaisilla planeetoilla.

Tuore tutkimus toisesta, hiukan pienemmästä ja kuumemmasta, mutta muutoin vastaavasta minineptunuksesta TOI-270 b paljastaa tietoja monipuolisesta rikkiyhdisteiden kemiasta. Sen kaasukehästä on raportoitu merkkejä monista molekyyleistä (Kuva 1.), mukaan lukien yksinkertaisista rikin yhdisteistä, vaikka vaihtoehtoisia selitysmalleja ei aivan ole voitukaan sulkea pois. Myös dimetyylisulfidista (joka siis on rikin hiukan monimutkaisempi yhdiste) saatiin heikkoja merkkejä, mutta se ei ole lainkaan odottamatonta. Planeetan kaasukehän alempien osien lämpötiloissa rikkiyhdisteet ovatkin kemiallisesti mahdollisia, vaikkeivät aivan esiinnykään niin suurina pitoisuuksina kaasukehän yläosissa, että JWST:n havainnot voivat niiden olemassaolon paljastaa. Merkitsevää on kuitenkin se, että TOI-270 d on laskennalliselta tasapainolämpötilaltaan vain 70 astetta lämpimämpi kuin K2-18 b. Kukaan ei kuitenkaan ole ehdottanut dimetyylisulfidin merkkien olevan biomarkkeri planeetan TOI-270 d olosuhteissa.

Itse asiassa, TOI-270 d on varsin outo maailma (Kuva 2.). Kovassa paineessa ja kuumuudessa, sen kivinen ydin on sulana magmana paksun, alaosistaan nesteeksi puristuneen kaasukehän alapuolella. Sen havainnoista saadaan selville tietoja vain kaasukehän yläosan koostumuksesta, josta onkin havaittu runsaasti merkkejä molekyyleistä kuten metaani ja hiilidioksidi. Mutta elinkelpoisuudesta ei arvioiden mukaan ole tietoakaan, koska syvemmällä paksun kaasukehän sisuksissa lämpötilat saattavat kohota jopa yli tuhannen kelvinasteen — saavuttaen 3000-4000 K lämpötilan planeetan kaasukehän ja magmasta koostuvan vaipan rajapinnassa.

Sellaisissa olosuhteissa rikin kemia on huomattavasti erilaista kuin maapallolla, ja monimutkaisempienkaan rikin molekyylien esiintyminen havaittavissa määrin kaasukehän yläosissa ei ole mahdotonta. Se tekee dimetyylisulfidista kaikkea muuta kuin biomarkkerin planeetalle KOI-270 d ja sama tilanne on hyvinkin mahdollinen planeetan K2-18 b suhteen. Vailla kattavia ja yksityiskohtaisia havaintoihin pohjaavia teoreettisia malleja minineptunusten koostumuksesta, on mahdotonta sanoa voiko jokin niistä olla ehdotetulla tavalla hyseaaninen planeetta, jonka pintaa peittää paksu valtameri, ja jonka olosuhteissa elämä voisi kukoistaa tuottaen biomarkkereiksi kaavailemiamme kaasuja. Ei yksinkertaisesti ole vakuuttavia perusteita ajatella dimetyylisulfidin olevan minineptunusten kaasukehissä biomarkkerin roolissa.

3. Planeetan K2-18 b elinkelpoisuus

Pohjimmiltaan K2-18 b on minineptunus, jolla on lähes varmasti paksu kaasukehä omaamme verrattuna. Sen kaasukehä koostuu pääasiassa vedystä, jonka joukossa on pieniä määriä erilaisia yhdisteitä. Planeetan ollessa massaltaan peräti noin yhdeksänkertainen Maahan verrattuna, sen on pakko olla olemukseltaan hyvin toisenlainen maailma. Mutta jos planeetta on niin massiivinen ja pienemmilläkin eksoplaneetoilla arvellaan olevan paksuja kaasuvaippoja, kuten TOI-270 d:n esimerkki osoittaa, mihin arviot elinkelpoisuudesta ylipäätään perustuvat?

Hyseaaninen koostumus on vain yksi planeetan K2-18 b koon ja massan havaintoihin sopivista mahdollisista vaihtoehdoista. Muita mahdollisia koostumuksia ovat planeetan luonne tyypillisenä minineptunuksena, jolla on paksu kaasuvaippa kuten monilla muillakin vastaavankokoisilla eksoplaneetoilla. Kyse voi olla jonkinlaisesta kääpiökokoisesta kaasuplaneetasta, jonka suurta kivistä ydintä peittää paksu kaasukehä. Tarkka koostumus kuitenkin vaikuttaa planeetan fysikaalisiin ominaisuuksiin, jotka puolestaan sanelevat minkälainen kemia on sen olosuhteissa mahdollista. Siten tiedot planeetan kaasukehän kemiasta kertovat myös yksityiskohtia sen koostumuksesta paljon tarkemmin kuin pelkät perustiedot massasta ja fyysisestä koosta koskaan voisivat. Ongelmana vain ovat vaikeudet saada tietoja erilaisista kemiallisista yhdisteistä planeetan kaasukehässä.

Alkuperäiset havainnot vesihöyrystä planeetan kaasukehässä, jotka herättivät runsaasti huomiota vuonna 2019, osoittautuivat vääriksi, koska riippumattomat tutkimusryhmät eivät kyenneet toistamaan niitä. Ei edelleenkään ole varmaa tietoa vedestä planeetan K2-18 b:n kaasukehässä, eivätkä hypoteesit sen kaasukehän alla olevasta valtamerestä ja siten hyseaanisesta luonteesta ole siltä osin alkuunkaan havaintojen tukemia. Metaanin merkit kaasukehässä ovat huomattavan voimakkaita, ja metaanin absorption katsotaan tuottaneen myös virheellisen veden havainnon. On huomionarvoista, että merkit vedestä raportoi nekin Nikku Madhusudhanin ryhmä. Sama ryhmä havaitsi vuonna 2023 merkkejä niin metaanista kuin hiilidioksidistakin, ja jälleen vaikuttaa siltä, että vain tiedot metaanista jäävät kumoamatta riippumattomien ryhmien toimesta, koska riippumattomien tutkijoiden tekemässä tutkimuksessa hiilidioksidin olemassaoloa ei ole kyetty varmentamaan.

Metaanin olemassaolo on kuitenkin varmistettu riippumattomasti, ja sen pitoisuuden K2-18 b:n kaasukehässä arvioidaan olevan noin prosentin verran. Suhteellisen suuri pitoisuus vain tuottaa merkittäviä ongelmia ajatuksille planeetan elinkelpoisuudesta. Metaania on noin tuhatkertaisesti enemmän kuin olisi mahdollista, jotta kaavailut planeetan hyseaanisesta luonteesta voisivat pitää paikkansa. Havaittu metaanipitoisuus sopiikin hypoteesiin planeetasta tyypillisenä minineptunuksena, jolla on paksu kaasuvaippa ja jolla ei edes ole selvää pintaa, jonka puitteissa elämää voisi esiintyä. Sellaisella planeetalla olisi kaasukehässään vettä, hiilidioksidia ja ammoniakkia, mutta niitä olisi kaasukehän yläosissa vain niin vähän, että niiden havaitseminen ei olisi mahdollista nykyisillä instrumenteilla. Se sopii mainiosti yhteen havaintojen kanssa, joista molekyylien merkit vaikuttavat puuttuvan.

Periaatteessa on olemassa se mahdollisuus, että K2-18 b on elinkelpoinen hyseaaninen maailma. Siitä vain ei ole vahvaa todistusaineistoa, ja vaikuttaa selvältä, että kyse voi mainiosti olla vain tavallisesta minineptunuksesta, joka on taatusti eloton, vaikka onkin kiinnostava havaintokohde koettaessamme oppia uutta eksoplaneetoista. Olemme siksi tilanteessa, jossa edes elinkelpoisia olosuhteita ei tarvita selittämään ainuttakaan planeetasta tehtyä havaintoa. Niiden teoreettinen mahdollisuus on toki otettava huomioon, mutta vaikuttaa todennäköisemmältä, että K2-18 b on tavallinen minineptunus, vailla valtamerta, kiinteää pintaa, ja elämälle soveltuvia olosuhteita. Olen kuitenkin valmis muuttamaan näkemystäni asiassa, jos tulevat havainnot antavat siihen aihetta.

Askeleet kohti elämän havaintoa

Vaikuttaa siltä, että tiedeyhteisö, ja erityisesti eksoplaneettoihin erikoistuneet astronomit, ovat jälleen juosseet sensaatiohakuisen median lieassa tyrmäämässä vääriä tietoja ja hillitsemässä perusteettomia väitteitä suurista tieteellisistä tuloksista. Kaava on valitettavan yleinen. Se kuitenkin toistuu kerrasta toiseen, koska jotkut tutkijat eivät malta olla esittämättä liiallisia spekulaatioita, ja monet mediat eivät malta taustoittaa ja tarkistaa tietoja tarpeeksi huolellisesti ennen kuin julkaisevat huomiota herättäviä otsikoita. Toiminta on haitaksi sekä tieteelle että journalismille. Esimerkkinä toimii vaikkapa Helsingin Sanomat, joka julkaisi voimakkaasti otsikoidun jutun ”Ekso­planeetan kaasu­kehästä varmistui vahvoja merkkejä alkeellisesta elämästä” ennen kuin sitten kysyi asiantuntijoilta mielipidettä ja kertoi miten he eivät varsinaisesti innostu asiasta. En kuitenkaan nosta Helsingin Sanomia esimerkiksi vain, koska haksahtivat sensaatiohakuiseen julkaisuun, vaan koska julkaisivat myös korjattua tietoa ja ottivat siltä osin journalistista vastuuta.

Suurin ongelma tuoreimmassa planeettaa K2-18 b koskevassa tapauksessa on kuitenkin Cambridgen tutkimusryhmän sensaatiohakuisessa tiedotteessa. Siinä kerrotaa elämän merkeistä, ja vaikka tulosta pidetään vain ”parhaana toistaiseksi”, tiedotteen harhaanjohtavuus on selvää. Maailman huippuyliopistot eivät selvästi ole immuuneja tieteelliselle klikkiuutisoinnille. Jos tunnetun yliopiston mediatiedotteessa puhutaan otsikkotasolla biologisesta aktiivisuudesta eksoplaneetalla, on mahdotonta suunnata syyttävää sormea pelkästään mediakenttää kohti. Pahinta on kuitenkin, että kyse ei ole yksittäisestä harhaanjohtavasta tiedotuksesta, vaan asiasta on tulossa tapa Madhusudhanin ryhmän suhteen. Ryhmä on toiminut vastaavalla tavalla jo ainakin kolmesti, ja se ei millään tavalla voi olla enää sattumaa. On siis syytä tarkastella tutkijoiden tulevaa toimintaa paljon kriittisemmin kuin tähän asti.

En kuitenkaan ole syyttämässä ryhmän tutkijoita vääristelystä. Se olisi painava syytös, jolle ei nähdäkseni ole mitään konkreettisia perusteita. Heidän mediatiedotteensa ovat sensaatiohakuisia ja heidän tutkimuksissaan on puutteita ja virheitä, muttei kuitenkaan mitään ennenkuulumatonta. Kaikki tutkijat tekevät urallaan virheitä ja väärintulkintoja, ja olen edelleenkin valmis luottamaan Cambridgen tutkijoiden tieteelliseen antiin. Uskon, että he uskovat itse tulostensa olevan oikein, ja näen omin silmin, että he kykenevät hyväksymään tehneensä väärintulkintoja. Sen he ovat osoittaneet jo tuoreimmassakin julkaisussaan ja se todistaa, että tieteellisyyttä ei ole hylätty, vaikka vauhtisokeutta saattaisikin esiintyä.

Samalla on kuitenkin mietittävä tarkkaan mitä vastaavien tulosten kanssa tehdään jatkossa. Tiedän varmuudella, että suhtaudun niihin, kuten tähänkin asti, suurella skeptisyydellä. Ainakin siihen asti, kunnes tulokset puhuvat omasta puolestaan ja näen omin silmin taustalla olevan tieteen olevan luottamukseni arvoista. Toivon samalla samaa laajemmalta mediakentältä, ja että jatkossa journalistit kysyvät ensi tilassa asiantuntijoiden mielipidettä. Minä olen ainakin käytettävissä arvioimaan tulevia tuloksia, niiden merkitystä ja luotettavuutta. Ja jos en arviointiin kykenisikään, osaisin taatusti kertoa keneen toisiin alan ammattilaisiin kannattaa olla yhteydessä. Tieteen julkistamisessa on kuitenkin sekä tieteen että journalismin etu huolehtia julkaistujen tietojen oikeellisuudesta ja luotettavuudesta. Muutoin on riskinä, että suuri yleisö menettää luottamuksen molempiin. Sellaiselle taas ei nykyisenä tieteellisen tiedon suoranaisen halveksunnan aikakautena ole varaa antaa enempää aihetta.

---

Pystymme parempaan. Voimme tarkentaa täsmällisemmin mitä tarkoitetaan sillä, että on saatu havainto elämän merkeistä jonkin toisen planeetan olosuhteissa. Vaikka yleisesti hyväksyttyä täsmennystä ei olekaan saatu aikaiseksi, eikä ehkä koskaan saadakaan, elämän merkkejä etsivät atrobiologit ymmärtävät mainiosti miksi löydön yleinen hyväksyntä vaatii tiettyjen perusehtojen täyttymistä, ja jokaista mahdollista löytöä tulee siksi tarkastella samojen kriteerien avulla (6). Elämän löytymisestä toiselta planeetalta olisi huomattavasti perustellumpaa puhua, jos seuraavat kriteerit täyttyisivät:

1. Signaalin havainto. Planeetalta havaitaan tilastollisesti merkitsevällä ja luotetavalla tavalla signaali, joka aiheutuu elämän esiintymisestä planeetalla. Dimetyylisulfidin signaali voisi olla sellainen signaali eksoplaneetan kaasukehässä, samoin kuin Marsin pinnalta löytyvä metaani voisi olla signaali mikrobioen aineenvaihdunnasta planeetan kuorikerroksessa. Edelleen, fosfiinin havainto Venuksen kaasukehässä on katsottu mahdoliseksi signaaliksi ja esimerkiksi vapaan hapen ja otsonin havainto saattaisi olla sekin elämästä kielivä signaali jonkin maankaltaisen eksoplaneetan kaasukehässä.
2. Kontaminaation eliminointi. Olisi kyettävä varmistamaan, että havaittua signaalia ei ole aiheuttanut oman planeettamme elämä. Olisi esimerkiksi varmistettava, että Mars-kulkijan havaitsemat elämän merkit planeetan pinnalla eivät aiheudu kulkijan mukana Maasta saapuneista mikrobeista. Vastaavalla tavalla, jos havaitaan teknisen sivilisaation aiheuttamaksi tulkittu radiosignaali, on varmistettava, ettei kyseinen tekninen sivilisaatio ole omamme.
3. Signaalin synty elämästä. On osoitettava, että löydetty signaali voi syntyä elävien organismien kontekstissa niissä olosuhteissa, joita havainnon kohteena olevalla planeetalla esiintyy. Maankaltaisen eksoplaneetan tapauksessa dimetyylisulfidin signaali voisi tietojemme mukaan aiheutua siitä, että planeetan pinnalla on eläviä organismeja vetisissä olosuhteissa.
4. Elottomien alkuperien poissuljenta. On edelleen osoitettava, että signaali ei voi aiheutua elottomista prosesseista niissä olosuhteissa, joita planeetalla esiintyy. Periaatteessa kohta on ongelmallinen, koska voi aina olla tuntemattomia elottoman kemian reittejä, jotka saattaisivat tuottaa havaitun signaalin. Se on mahdollisuus, joka jää vaivaamaan jokaista yritystä poissulkea elottomat alkuperät. Ehdottomana vaatimuksena olisi kuitenkin se, että planeetan kemiallisia olosuhteita tunnettaisiin niin tarkasti, että signaalin elottomia syntytapoja voitaisiin sulkea pois. Esimerkiksi planeetan K2-18 b tapauksesa olosuhteet ovat vain hyvin heikosti tunnettuja, ja elottomia kemiallisia prosesseja ei voida luotettavalla tavalla poissulkea.
5. Riippumattoman signaalin havainto. Jos havaintojen kohteena olevalla planeetalla on elämää, sen tuottama signaali on voitava havaita jollakin riippumattomalla tavalla. Eksoplaneettojen kaasukehien biomarkkereiden tapauksessa, sellainen tapa voisi olla jonkin toisen biomarkkeriksi kelpaavan signaalin riippumaton havainto.
6. Tukea lisähavainnoista. Koska ensimmäisten vaiheiden elämästä kielivän signaalin havainto kohtaisi taatusti runsasta kritiikkiä eksoplaneettatutkijoiden, astrobiologien ja muiden tutkijoiden taholta, olisi kyettävä tekemään uusia havaintoja, jotka selvittäisivät tilanteen tyhjentävästi ja veisivät perusteet kaikilta epäilyiltä. Ennen kaikkea, lisähavaintojen olisi oltava yhteensopivia ja vahvistettava tulkintaa siitä, että signaali on elämän aiheuttama. Uudet havainnot eivät saisi lisätä epävarmuutta asiassa.
7. Ennustetun elämän lisähavainnot. Lopultakin, havaitusta elämästä voitaisiin muodostaa jonkinlainen kokonaiskuva, mikä antaisi mahdollisuuden tehdä ennusteita sen muista havaittavista ominaisuuksista. Esimerkiksi hyseaanisen planeetan elämä, joka tuottaisi dimetyylisulfidia, voisi tuottaa ennustettavalla tavalla joitakin muitakin molekyylejä niissä kemiallisissa olosuhteissa, joita planeetalla esiintyy. Ennustettujen molekyylien havaitseminen yhteensopivina pitoisuuksina olisi sopiva lisähavainto.

Jos joltakin planeetalta havaitut merkit elämästä täyttäisivät kaikki kohdat, tai jonkin vastaavalla tavalla kattavan vaatimusluettelon kaikki kohdat, olisi mahdollista puhua elämän löytymisestä planeetan pinnalta. Ennen sitä, voidaan vain sanoa, että riittävää varmuutta ei ole, ja suurin kuviteltavissa oleva havainto paikastamme maailmankaikkeudessa on edelleen tekemättä riittävän luotettavalla tavalla.

Tässä kontekstissa planeetan K2-18 b kaasukehästä raportoitu havainto dimetyylisulfidista ja sen tulkinta merkkinä elämästä ei riitä täyttämään ainuttakaan kohtaa. Löytö kompastuu jo ensimmäiseen vaatimukseen signaalin riittävän suuresta tilastollisesta merkitsevyydestä. Olemme siis edelleen tilanteessa, jossa oman planeettamme elämä on yksin maailmankaikkeudessa. Ainakaan muusta elämästä ei ole vakuuttavaa todistusaineistoa.

---

Olemme vaarassa menettää tähtitaivaan

2.4.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Tähtitiede

Ihmiskunnan historia on rakennettu monella tapaa taivaan kirkkaiden valopisteiden, tähtien ja planeettojen, varaan. Taivaankappaleiden liikkeet opettivat meidät mittaamaan aikaa paljon tarkemmin kuin oli mahdollista vain tarkkailemalla luonnon reagointia vuodenaikaisvaihteluihin. Opimme rakentamaan kalentereita voidaksemme kylvää satomme otolliseen aikaan sekä määrittämään paikkamme planeetan pinnalla navigoidaksemme maailman merillä. Niiden luomalle perustalle rakensime kokonaisen teknisen sivilisaation, saavuttaen valtavan määrän ymmärrystä maailmamme toiminnasta.

Tieteellinen työ asuttamamme planeetan ja maailmankaikkeuden ymmärtämiseksi opetti runsain mitoin lisää. Saavutimme tietämystä geometriasta ja differentiaalilaskennasta, opimme fysiikan alkeita muodostamalla vetovoimalakeja taivaankappaleiden liikkeiden perusteella. Newtonin gravitaatiolaki nojasi planeettojen liikkeisiin, samoin kuin Albert Einsteinin mukaan tuoma suhteellisuusteoria, joka varmennettiin tähtitieteen havainnoilla. Tähtitiede on avainasemassa, kun satelliittipaikannusjärjestelmä määrittää sijainnin alle metrin tarkkuudella planeettamme pinnalla. Se nojaa varhaisen maailmankaikkeuden kiintopisteisiin, kvasaareiksi kutsuttuihin aktivisiin galaksien ytimiin, jotka loistavat muuttumattomilla paikoilla kaukaisuudessa, taivaalla hitaasti liikkuvien tähtien taustalla. Tähtitieteessä on tutkittu pitkään niitäkin.

Ihmiskunta on katsellut taivaalla paljain silmin näkyviä muutamaa tuhatta tähteä aina. Tähtien, planeettojen, Auringon ja Kuun, komeettojen ja koko Linnunradan ymmärtämiseksi mielikuvituksemme on luonut mytologioita ja uskontoja, jotka värittävät edelleen ajatteluamme kaikissa kulttuureissa. Tähtitaivas on osa kulttuuriperintöämme, ja vaikka valosaaste estää sen katselun valtaosalta ihmisistä, se on sittenkin nähtävillä kaikessa kauneudessaan niissä viimeisissä pimeissä paikoissa, joita Maan pinnalta vielä voi löytää. Mutta nyt olemme vieläkin suuremmassa vaarassa menettää yhteytemme merkittävään osaan historiaamme ja sivilisaatiomme kehitystä, ja ikiaikaiseen uskomustemme lähteeseen.

Tähtitaivas on yksi viimeisiä todellisia yhteismaita ilmakehän ja valtamerten ohessa. Mutta aivan samoin kuin olemme saastuttamassa ja happamoittamassa meriä ja hukuttamassa niiden eliöstöä muoviroskaan, sekä muuttamassa ilmakehäämme kasvattamalla sen lämpötilaa ja horjuttaen vakautta, olemme hävittämässä taivaan tähdet näkyvistä. Kukaan ei sääntele taivaan kaupallista hyödyntämistä millään tavalla, mutta koska planeettamme kiertoratojen hyväksikäytöstä on saatavissa kaupallista hyötyä, ihmiskunta on menettämässä niin satunnaisen taivaan ihastelun kuin amatööriastronomiankin — unohtamatta tähtitaivasta ammattiastronomien havaintokohteena heidän pyrkimyksissään ymmärtää paikkaamme maailmankaikkeudessa, sekä sitä, miten universumimme toimii.

---

Muutaman kuukauden kuluttua yhdysvaltalaisen tähtitieteilijän Vera Rubinin mukaan nimetty observatorio aloittaa toimintansa Chilessä tarkoituksenaan kartoittaa likimain kaikkea, mitä taivaalla vain on kartoittamatta. Observatorio tuottaa aina kolmen päivän välein kartan koko eteläisestä taivaasta tutkien pimeää ainetta ja energiaa, galaksien gravitaatiolinssejä ja kaukaisia supernovia. Sen kartoista etsitään Aurinkokunnan pikkukappaleita läheisistä asteroideista aina ulkoplaneettakunnan kaukaisiin kohteisiin asti, ja havainnoista varmistuu lopulta onko Aurinkokunnassa jossakin kaukaisella radalla vielä tuntemattomia planeettoja. Vera Rubin observatorion havainnoista etsitään myös gravitaatioaaltojen lähteitä ja kartoitetaan koko Linnunradan rakennetta. Kyse on valtavasta tieteellisestä projektista, jonka tarkoituksena on tutkia ja testata niin maailmankaikkeuden ominaisuuksia, perimmäisiä fysiikan teorioita, kuin myös havaita omalle sivilisaatiollemme vaaralliset, mahdolliset Maan kanssa törmäyskurssilla olevat asteroidit. Suuri osa havainnoista menee kuitenkin pilalle, koska planeettaamme kiertävät satelliitit jättävät niihin peruuttamattomalla tavalla jälkensä.

Suunnilleen viimeisen viiden vuoden aikana ihmiskunta on laukaissut kiertoradalle tuhansia uusia satelliitteja. Niitä on Maata kiertävällä radalla nyt jo yli 11 000, ja määrä on vain kasvamassa nopeasti. Yksi ainoa yritys, SpaceX, on vastuussa lähes kahdesta kolmasosasta kiertoradalle laukaistuista satelliiteista, mutta muut yritykset seuraavat perässä, eikä mielikuvitukselle satelliittien käyttötarkoituksissa ja kaupallisissa mahdollisuuksissa näytä tulevan loppua. Ainakin kymmeniä tuhansia, mahdollisesti jopa satoja tuhansia uusia satelliitteja, on parhaillaan suunnitteilla laukaistaviksi taivaalle edellisten seuraksi. Vaikka ne toki hitaasti poistuvatkin alimmilta kiertoradoilta ja palavat poroksi ilmakehässä, satelliitteja on pian niin paljon, että jopa tähtien erottaminen taivaalta käy vaikeaksi.

Kommunikaatiosatelliiteilla on toki tehtävänsä, ja niitä tarvitaan nyky-yhteiskunnalle elintärkeiden verkkoyhteyksien toimittamiseksi kaukaisiinkin paikkoihin. Niistä on kuitenkin jo nyt tullut valtava taakka tähtitieteen tutkijoille, kun kirkkaat Auringon valoa heijastavat satelliitit kulkevat teleskooppien kuvakenttien ohi. Satelliitit häiritsevät merkittävällä tavalla myös pyrkimyksiä havaita taivaan kohteita radioaalloilla ja niiden palaminen yläilmakehässä tuo mukanaan kokonaan uusia ongelmia. Satojen ja tuhansien satelliittien palaessa ilmakehässä kitkan vaikutuksesta niiden saavutettua elinkaarensa pään ja poistuessa kiertoradalta, niiden metallit ja muut alkuaineet päätyvät palamiskaasuiksi yläilmakehän kerroksiin. Se on kokonaan uusi ulkoisvaikutus, jonka täysiä seurauksia emme osaa vielä edes arvailla. On kuitenkin jo runsaasti viitteitä, että ongelmia aiheutuu esimerkiksi otsonikerrokselle, jonka paksuutta satelliittien palamisessa vapautuvat alumiinioksidit vaikuttavat heikentävän. Näemme reaaliajassa millaiset vaikutukset satelliiteilla on ilmakehän herkkään kemialliseen tasapainoon muttemme enää voi tehdä juuri muuta kuin katsoa mitä seurauksia asialla on.

Tähtitieteilijät voivat tietenkin luottaa kasvavissa määrin itsekin avaruuteen laukaistujen observatorioiden ja teleskooppien havaintoihin, mutta se kaventaa valtavalla tavalla tieteellisessä käytössä olevaa instrumenttiarsenaalia ja heikentää tähtitieteen havaintomahdollisuuksia valtaosalle tähtitieteilijöistä. Maanpäällisistä havainnoista kaikki eivät myöskään koe kovia, koska tiettyjen kompaktien kohteiden havaintoihin satelliiteilla ei ole juurikaan vaikutusta. Laajempien taivaan kohteiden havaitsemisessa niistä tulee kuitenkin valtaisa ongelma, koska satelliittien taivaan kuviin piirtämät kirkkaat vivat (Kuva 2.) tuhoavat informaatiota vaikutuspiirissään olevista kameran pikseleistä.

Vaikutusten huomiointi ja poistaminen onnistuu jossakin määrin, mutta peruuttamatonta vahinkoa tähtitieteelle ei voida välttää. Kirkkaimpien satelliittien radat voidaan tuntea ja niiden vaikutukset huomioida, jolloin teleskooppi voidaan suunnata muualle tai havainnot keskeyttää ylilennon ajaksi. Se kuitenkin edellyttää nopeasti kasvavaa kirjastoa satellittien ratojen ominaisuuksista yhdistettynä niiden ennustettuun kirkkauteen niiden heijastaessa Auringon valoa. Epätarkkuudet ovat helposti niin suuria, että ennusteet menettävät merkityksensä. Ja koska kaikkia satelliittien jälkiä ei voida mitenkään välttää, on mahdollista suodattaa niitä pois algoritmisesti. Se onnistuu jossakin määrin, mutta tuo mukanaan uusia ongelmia. Havaintoaikataulujen muokkaaminen ja havaintojen käsittely tietokonealgoritmeilla on aikaavievää ja hankalaa, ja tuottaa siksi ylimääräisen taakan tutkijoiden harteille. Vaihtoehtoja ei kuitenkaan ole, koska suurten maanpäällisten instrumenttien kallista havaintoaikaa ei voi heittää hukkaan, vaan havainnoista on koetettava joka tapauksessa pelastaa se, mikä voidaan.

Paljon pahempaa on kuitenkin tulossa. Satelliittimuodostelmia suunnitellaan käytettäväksi pimeän taivaan muuttamiseen mainostauluksi. Kun taivaalla Maata kiertävät satelliittimuodostelmat varustaa tehokkailla lasereilla, niitä voi käyttää luomaan taivaalle yli taivaankannen liikkuvia mainoksia. Yötaivaan mainosten olisi oltava niin kirkkaita, että ne voitaisiin nähdä paljaalla silmällä Maan pinnalta, mikä tarkoittaisi niiden olevan vähintäänkin yhtä kirkkaita kuin kirkkaimpien tähtien. Se puolestaan tekisi niistä täydellisiä esteitä kaikille yrityksille havaita taivaan kohteita maanpinnalta tähtitieteellisillä instrumenteilla mainosten suunnassa. Siksi tähtitieteilijät haluavat kieltää kaikki pyrkimykset ottaa yötaivasta kaupallisten tiedotteiden näyttämöksi.

Kyse ei kuitenkaan ole vain tähtitieteilijöiden ongelmasta. Mainokset sulkisivat tehokkaasti näkymämme maailmankaikkeuteen kaikille, niin amatööriastronomeille kuin satunnaisille taivaan tarkkailijoillekin. Se hävittäisi näkyvistämme palan sivilisaatiomme merkittävää kulttuurihistoriaa, eikä mainoksilta voisi välttyä. Se tarkoittaisi kaupallisten tiedotteiden pakkosyöttämistä kaikille niiden alla eläville halusivat he sitten ottaa niitä vastaan tai eivät.

Ei kuitenkaan ole kansainvälisiä sopimuksia, jotka sääntelisivät lähiavaruuden käyttöä kaupallisiin tarkoituksiin sitovalla tavalla ja voisivat estää sen muuttumisen markkinavoimien temmellyskentäksi. On siksi poliitikkojen ja kansainvälisten yhteistyöelimien, kuten Yhdistyneiden Kansakuntien, tehtävä rakentaa sitova säännöstö, jonka puitteissa lähiavaruuden ehkäpä väistämätöntä kaupallistamista voidaan jatkossa harjoittaa. Tähtitiede on uhattuna, jos toimiin ei ryhdytä. Mutta siinä emme häviä vain kauniita kuvia tähtitaivaan kohteista, vaan mahdollisesti elintärkeitä ymmärryksen murusia universumin ja sitä kontrolloivien luonnonlakien toiminnasta sekä suurimmista tähtitieteellisistä havainnoista, joita tulevaisuus voi tuoda tullessaan.

---

Kirjoitukseen on inspiroinut Alexandra Witzen teksti ”Swarms of satellites are harming astronomy. Here’s how researchers are fighting back”.

---

Tutkijoiden tieteellinen elinkaari

16.12.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Tähtitiede

Tähtitieteilijät saavuttavat kouluttautuessaan ja alallaan työskennellessään erityislaatuisen osaamiskokonaisuuden. Tieteentekemisen perustaitojen lisäksi he oppivat monenlaisia asioita, jotka ovat oleellisia suurelle osalle tähtitieteilijöistä. Kyse ei kuitenkaan ole osaamisesta kaukoputkeen tiirailussa tai tähtikuvioiden tuntemuksessa, vaan modernin aikakauden teknisistä taidoista, jotka ovat sovellettavissa monilla aloilla.

Tähtitieteilijät osaavat esimerkiksi rakentaa monenlaisia automaattiseen aineistojen käsittelyyn ja visualisointiin tarvittavia ohjelmistoja. He voivat huolehtia tietojärjestelmistä ja niiden tarvitsemista laitteistoista. He voivat toimia suunnittelemassa ja toteuttamassa tieteellistä laskentaa vaativia monimutkaisia asiantuntijatehtäviä. He osaavat laskea ennusteita ja arvioita, sekä todennäköisyyksiä ja tilastoja. Tähtitieteilijät osaavat mallintaa kompleksisia järjestelmiä, hallita epävarmuuksia ja tuottaa havainnollisia, visuaalisia koosteita. He ovat loistavia raportoimaan ja kirjoittamaan tarkkoja kuvauksia monimutkaisistakin kokonaisuuksista ja osaavat tarttua olennaisiin asioihin epäolennaisuuksien viidakossa. Tähtitieteilijät ovat oleellisesti fyysikoita, jotka osaavat niin tietojenkäsittelyä kuin monimutkaista matematiikkaakin, ymmärtävät kemiasta ja elektroniikasta, ja kykenevät rakentamaan niin ohjelmistoja kuin laitteitakin. Vaikka jokaisella tähtitieteilijällä onkin hyvin omintakeinen osaaminen ja kokemus, he ovat myös nopeita oppimaan uutta ja hallitsemaan suuria asiakokonaisuuksia tehden työtä mainiosti niin yksin kuin suurissa tutkimusryhmien verkostoissakin.

Sellaisella osaamisella on kysyntää. Siksi tähtitieteilijöillä ei ole ylittämättömiä ongelmia työllistymisensä kanssa yliopistojen tutkijankammioiden ulkopuolella. Eikä ole ihme, että monet heistä haluavatkin moninkertaistaa vaatimattomat palkkansa yksityisellä sektorilla saaden samalla vakaan ja turvatun taloudellisen tilanteen, pitkät lomat ja mahdollisuuden tehdä tulevaisuudensuunnitelmia vailla ainaista epävarmuutta siitä, millä maksaa edes vuokra määräaikaisen rahoituksen päättyessä. Kannustimet jättää tutkimus ja siirtyä tuottamaan kaupallisesti myytäviä hyödykkeitä ovat suuria, eivätkä tähtitieteilijät ole niille immuuneja. He ovat vain ihmisiä, ja heidän valintansa jättää tieteellinen perustutkimus ja yliopistot voi olla hyvinkin ymmärrettävä. On silti sääli nähdä, miten vuosikausien aikana hankittu osaaminen ja kokemus jää hyödyntämättä tutkijan siirtyessä vaikkapa hallinnollisten tehtävien pariin tai kokonaan toiselle alalle.

Toimittuani lähes kaksi vuosikymmentä ammattitutkijana, olen nähnyt läheltä, kun kokeneetkin tutkijat jättävät yliopistomaailman ja lähtevät kohti keveämpiä haasteita. Monet kollegani ovat vuosien saatossa hylänneet alan, jota rakastavat, ja joka on antanut heille mahdollisuuden tavoitella unelmiaan. He ovat halunneet saavuttaa uutta tietoa, saada selville universumin salaisuuksia ja kertoa niistä ensimmäisenä koko maailmalle. Ja lopulta he ovat jättäneet tieteen ja toimimisen ammattitutkijana ja tyytyneet tavoittelemaan maallisempia tai käsinkosketeltavampia asioita. Sellaisia kuin oman perheen vakaa taloudellinen tilanne tai mahdollisuus suunnitella omaa tulevaisuutta. Tai vain oma henkinen hyvinvointi. Asiasta on kuitenkin ollut saatavilla vain hyvin hajanaista tutkimustietoa, ja on ollut vaikeaa arvioida kuinka kauan tutkijat tyypillisesti viihtyvät akateemisilla urapoluillaan. Tuore tutkimus valaisee tutkijoden urapolkuja hyvin käsinkosketeltavalla tavalla tieteen, teknologian, insinööritieteiden ja matematiikan saralla.

Tutkijoiden puoliintumisaika

Radioaktiivisilla aineilla on puoliintumisaikansa. Kyse on fyysikoiden tavasta vertailla eri alkuaineiden radioaktiivista hajoamista laskemalla niiden tunnettuun hajoamistodennäköisyyteen perustuen kuinka kauan kestää, että puolet aineen atomeista on kokenut radioaktiivisen hajoamisen. Puoliintumisajan jälkeen alkuperäisen aineen atomeita on jäljellä puolet, toisen puolen muunnuttua toisiksi aineiksi. Se toimii hyvänä analogiana puhuttaessa tieteellisen uran kestosta. Voimme esimerkiksi koettaa määrittää kuinka kauan kestää, että puolet tieteellisen uransa aloittaneista tutkijoista on jättänyt tutkimuksen teon ja siirtynyt muihin tehtäviin. Puolalaistutkijat Marek Kwiek ja Lukasz Szymula onnistuivatkin toteuttamaan juuri sellaisen määrityksen perustuen siihen, kuinka monelta vuodelta tutkijoilla on tieteellisiä julkaisuja. Jos ensimmäisenä vuotena pitää sitä vuotta, kun tutkija julkaisee ensimmäisen tieteellisen tutkimuksensa, yksin tai osana ryhmää, voidana katsoa julkaistujen tutkimusten tilastoja ja selvittää minkä vuoden jälkeen kyseinen tutkija ei enää esiinny tieteellisessä kirjallisuudessa. Siitä saadaan määritettyä karkeasti tieteellisen uran kesto.

Määrityksessä on luonnollisesti useita ongelmia. Monen tutkijan tieteellinne ura alkaa kauan ennen ensimmäisen tieteellisen julkaisun ilmestymistä, ja vastaavasti, monen ura päättyy jopa vuosia ennen vimeisen julkaisun ilmestymistä, koska tieteessä julkaisuaikataulut saattavat venyä jopa useiksi vuosiksi. On tavallista, että tuoreissa julkaisuissa esiintyy jopa sellaisten tutkijoiden nimiä, jotka ovat jo kuolleet vuosia aiemmin, koska he kuintenkin antoivat kyseiselle tutkimukselle oman panoksensa vielä eläessään. Lisäksi moni tieteellinen ura saattaa päättyä jo ennen ensimmäistäkään tieteellistä julkaisua, koska akateemisessa maailmassa tutkimusrahoituksen saaminen ja työpaikat ovat harvinaista herkkua, jota ei yksinkertaisesti riitä kaikille. Ehkä rahoitusta ei saa, ellei kykene osoittamaan kyvykkyyttään julkaisujen muodossa. Sellaisia taas ei välttämättä ole mahdollisuuksia saada valmiiksi päivätyön ohella, vailla tutkimusrahoitusta.

Kwiekin ja Szymulan tulosten mukaan tutkijoiden puoliintumisaika on kuitenkin konkreettinen suure ja lukuarvoltaan noin 10 vuotta. Se ei ole aivan niin matala, kuin pahimmissa arvioissa on ounasteltu, mutta osoittaa kuitenkin vääjäämättä, että lukemattomien tutkijoiden tieteelliset urat jäävät auttamatta torsoiksi ja pitkäkään yli vuosikymmenen aikana saavutettu tutkimuskokemus ei tee uran jatkumisesta paljoakaan sen todennäköisempää kuin muutaman vuoden jälkeen, väitöskirjan juuri valmistuttua. Kukaan ei tietenkään oleta jokaisen tai edes suurimman osan tutkijakoulutuksen saaneista jäävän akateemiseen maailmaan mutta vauhti, jolla kokeneetkin tutkijat hylkäävät perustutkimuksen vielä 15 vuoden jälkeenkin on merkki raskaista rakenteellisista ongelmista.

Toinen puolalaistutkijoiden löytö liittyy tieteellisten urien sukupuoliriippuvuuteen. Puolet naistutkijoista nimittäin jättää julkaisemisen ja siten tieteenteon jo kahdeksan vuoden kuluessa, kun miestutkijoista puolet karsiutuu pois vasta kahdessatoista vuodessa. Vaikka lukemissa on tieteenalakohtaisia ja maakohtaisia vaihteluita — tutkijoiden tuottama mainio työkalu tulosten tarkasteluun auttaa hahmottamaan asiaa — tulos on selvä. Naisilta tieteellinen ura perustutkimuksen parissa jää useammin lyhyeksi kuin miehiltä. Positiivista kehitystä kuitenkin tapahtuu. Sukupuolten väliset erot ovat hiljalleen kaventumassa, ja ilokseni huomaan tuloksista, että fysikaalisissa tieteissä, joihin tähtitiedekin kuuluu, erot on saatu lähes eliminoitua, vaikka naisten määrä onkin edelleen miehiä huomattavasti vähäisempi. Naiset eivät siis hakeudu fysikaalisten tieteiden pariin yhtä suurella todennäköisyydellä kuin miehet, mutta jos he hakeutuvat, he pysyvät tutkimuksen parissa yhtä pitkään. Pahimpia sukupuolten väliset erot julkaisevana tutkijana pysymisessä ovat nykyisellään biotieteissä (Kuva 2.).

Pelkkä julkaisujen tuijottaminen ei auta tarkastelemaan taustalla vaikuttavia syitä. Syitä onkin tutkittu useissa kyselytutkimuksissa, ja pääpiirteittäin tutkijat kaikkialla jättävät perustutkimuksen samoista syistä. Taustalla vaikuttavat niin perhesyyt kuin vakituisen, paremmin palkatun työn tavoittelu ainaisen akateemisen epävarmuuden ja verrattaen heikon palkkauksen sijaan. Syyt ovat aivan ilmeisiä, ja mainiosti jokaisen akateemisessa maailmassa työskentelevän tiedossa. Niihin vain ei voi puuttua puuttumatta rahoitusmalleihin ja luopumatta ainaisesta poliitikkojen vaatimuksesta kilpailla verissä päin niistä vähistä tiederahoituksen murusista, joita heidän miljardibudjeteistaan akateemiseen maailmaan putoaa. Tieteellisen julkaisupolitiikan negatiivinen vaikutus tieteeseen ja tutkijoiden toimintaan ei sekään ole salaisuus, mutta siihenkin puuttuminen vaatisi suurten tieteen julkaisuyhtiöiden valtavien liikevoittojen poistamista ja siirtämistä itse tieteellisen työskentelyn resursseiksi. Sekin siis vaatisi poliittisia ratkaisuja.

Akateeminen maailma kuluttaa jäsenensä loppuun, jauhaa heidä palasiksi, roikottaa heitä löysässä hirressä, ja vaatii sitten kilpailemaan katoavista resursseista verissä päin. Puolet yliopistojen henkilöstöstä miettiikin jatkuvasti siirtymistä pois yliopistomaailmasta. Tilanne on tietenkin haitallinen niin innovaatioiden kuin pitkäjänteisen perustutkimuksenkin näkökulmasta. Kaikkein raainta se on kuitenkin ihmisille itselleen. Jos on omistautunut tieteelle ja omaksunut tieteen edistämisen — tutkijuuden — osaksi omaa identiteettiään, ei yliopistomaailmasta pakeneminen välttämättä ole enää realistinen mahdollisuus. Edes osittain vapaata perustutkimusta kun ei tehdä oikein missään muualla. Sen tien päässä taas odottaa niin kovin monelle perusteellinen loppuunpalaminen ja uran loppuminen terveydellisten ja muiden ongelmien taakan alle. Silloin menetämme yhteiskuntana valtavat määrät korkein kustannuksin luotua ja rakennettua osaamista ja ymmärrystä, jonka hyödyntäminen olisi vaatinut enää vain hyvin pieniä taloudellisia lisäresursseja.

---

Oudosti pyörivä nuori lähitähti V889 Herculis

4.11.2024 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Tähtitiede

Tutkimukseni on tyypillisesti keskittynyt eksoplaneettoihin. Toisinaan eteen tulee kuitenkin jotakin aivan muuta ja utelias tutkijan mieli ei voi vastustaa pientä harharetkeä tähtien fysiikan hankalakulkuisille sivupoluille. Uusi tutkimusryhmäni saama tulos houkutteli kirjoittamaan vaihtelun vuoksi tähdistä niitä kiertävien planeettojen sijaan. Tutkimme tähtien pyörimistä, mikä saattaa kuulostaa mahdollisimman tylsältä tutkimuskohteelta, jossa ei riitä juuri mitään kiinnostavaa kerrottavaa. Niin minäkin joskus kuvittelin, mutta tieteessä on parasta se, että voi aina myöntää olleensa väärässä. Silloinhan sitä on vain oppinut jotakin uutta.

---

Tähtien pyöriminen on sellaisia perusasioita tähtitieteessä, että siitä vain harvoin keskustellaan tarkemmin. Pyöriminen on yksi tähtien perusparametreista, joka aiheutuu lopultakin pyörimismäärän säilymislaista — tähdet syntyvät tähtienvälisen aineksen molekyylipilvistä, joilla on turbulenssinsa ja virtaustensa vuoksi nollasta poikkeava pyörimismäärä. Vaikka tähti saa aina vain pienen murto-osan pyörimismäärästä, valtaosan jäädessä sitä kiertävän materian kuten planeettojen liikkeeksi, tähdet eivät koskaan voi olla paikallaan, täysin pyörimättä. Mutta koostuessaan plasmasta, aineen neljännestä olomuodosta, jossa atomiytimet ja elektronit ovat erkaantuneet toisistaan korkeissa lämpötiloissa, tähdet käyttäytyvät monella tapaa kuten kaasumaiset pallot, joissa on virtauksia kuin nesteissä. Ne eivät silloin myöskään pyörähtele kuten meille tutummat kiinteät kappaleet, oma kiinteän kuoren peittämä planeettamme mukaan lukien.

Tähtien pyörimistä määrittää differentiaalirotaatioksi kutsuttu ilmiö. Termillä tarkoitetaan yksinkertaisesti sitä, että tähtien paikallisessa pyörimisnopeudessa on poikkeamia eri leveyspiireillä. Auringonpilkkujen havainnoista tiedämme, että Auringon pyöriminen on nopeinta päiväntasaajalla ja se hidastuu siirryttäessä kohti napa-alueita. Päiväntasaajaltaan Aurinko pyörähtää kerran vajaassa 25 päivässä mutta napa-alueilla pyörähdysaika on huomattavasti pidempi, yli 34 päivää.

Differentiaalirotaation synty ei kuitenkaan ole millään tavalla yksiselitteistä ja sen tarkkoja mekamismeja ei tunneta. Yksi merkittävä tekijä on tähtien konvektio, joka saa kuumempaa plasmaa nousemaan kohti pintaa vapauttamaan energiaansa säteilemällä. Sama ilmiö syntyy keitettäessä vettä liedellä, kun kuuma neste pyrkii kohti pintaa kattilan pohjalta. Jäähdyttyään ja osallistuttuaan tähden säteilyntuotantoon, plasma painuu taas syvemmälle, kohti tähden sisuksia. Auringon pinnalla näemmekin prosessissa muodostuneita konvektiosoluja — keskeltä kirkkaita monikulmaisia muodostelmia, joita erottavat toisistaan tummemmat rajat (Kuva 1; suuren pilkkuryhmän lisäksi kuvassa näkyy selvänä pinnan granulaatio pienemmässä mittakaavassa). Konvektiosolujen keskellä kuumempi plasma nousee pintaan ja reunoissa se sukeltaa taas viilennyttyään syvyyksiin.

Konvektio suuntautuu aina pintaa kohti, joten se on päiväntasaajalla kohtisuorassa pyörimisakselia kohtaan kun taas napa-alueilla akselin suunnassa ja saattaa siksi olla merkittävä tekijä differentiaalirotaation synnyssä. Tähtien pyörimiseen vaikuttaa kuitenkin moni muukin tekijä lähtien sen iästä, massasta ja kirkkaudesta ja päätyen aina kemialliseen koostumukseen ja magneettikenttään sekä magneettisen dynamon aikaansaamaan turbulenssiin ja dynaamiseen aktiivisuuteen.

Tietoja pyörimisestä perustuen tähtien kirkkaushavaintoihin

Voimme tarkkailla Aurinkoa hyvinkin helposti joka päivä, ja voimme kartoittaa sen pintaa ja pinnan rakenteita suurella tarkkuudella. Auringon pilkkuja tarkkaillaan niin tiiviisti, että jokainen pilkku ja pilkkuryhmä saa oman yksilöllisen nimensä, jolla siihen sitten viitataan jatkossa. Esimekiksi AR3590 (Kuva 1.) on meneillään olevan pilkkusyklin toistaiseksi suurin pilkkuryhmä, jonka yhteydessä Auringon pinnalla havaittiin useita voimakkaita purkauksia.

Auringon pilkkujen ja niiden liikkeen tarkkailu on hyvin helppoa, ja se onnistuu vaikkapa ihan pienimmilläkin kaukoputkilla, esimerkiksi heijastamalla Auringon kuvan vaalealle varjostimelle. Pilkkujen liikkumista Auringon kiekon editse voi seurata helposti ihan reaaliajassa. Toisten tähtien suhteen on toisin. Niiden pilkkujen tutkiminen on valtavan paljon työläämpää ja hankalampaa jo siitä yksinkertaisesta syystä, että kaikki muut tähdet näkyvät kaukaisuutensa vuoksi taivaalla vain pistemäisinä valonlähteinä, joiden pinnasta ei voi ottaa näyttäviä kuvia edes parhailla teleskoopeillamme. Voimme kuitenkin tarkkailla niiden kirkkautta ja sen muutoksia tähtien pyöriessä.

Jos tähden pinta on kirkkaudeltaan tarpeeksi tasalaatuinen, on mahdotonta saada tietoja sen pyörimisestä tarkkailemalla sen kirkkautta teleskoopeilla. Toisaalta, jos tähden pinnan kirkkaudessa ei ole poikkeamia, eikä sen kirkkaus muutu, voi tähteä käyttää apuneuvona toisten tähtien havaitsemiseen. Tutkijat ovat havainneet monen tähden loistavan niin vakaasti, että voidaan katsoa niiden pinnan olevan likimain tasalaatuisia kirkkaudeltaan. Niiden pilkut, jos niitä edes on, ovat niin pieniä ja vaikuttavat kirkkauteen niin vähän, että tähtiä käytetään vertailutähtinä havaintojen kalibroinnissa. On helpompaa selvittää jonkin tähden kirkkauden muutoksia, jos sen vieressä, suhteellisen lähellä taivaalla, loistaa sopiva vertailutähti, jonka tiedämme vakaaksi loisteeltaan. Silloin kaikki erot kahden tähden kirkkauksien muutoksissa kuvastavat varmasti vain muutoksia toisessa tähdistä, koska tyypilliset teleskopin heilahteluista ja ilmakehän ominaisuuksista aiheutuvat muutokset ovat samanlaisia molemmille tähdille.

Tavallisissa kirkkaushavainnoissa on lisäksi se etu, että maanpinnalta voidaan havaita suurta joukkoa tähtiä hyvinkin kevyillä laitteistoilla. Kirkkaimpien tähtien havainnot voidaan toteuttaa vaikkapa pienillä robottikaukoputkilla, joissa on halkaisiltaan vain joidenkin kymmenien senttien kokoinen pääpeili. Sellaiset teleskoopit kalpenevat jopa monen amatööriastronomin laitteistojen rinnalla mutta niiden käyttö on hyvinkin perusteltua, jos vain tietää, mitä on tekemässä. Yhdysvaltalaiskollegani Gregory Henry on yksi tähtitieteilijä, joka tosiaankin tietää, koska hän on havainnut projektissaan lähitähtien kirkkauksia yli kolmen vuosikymmenen ajan. Yksi hänen havaintoprojektinsa tarkoituksista onkin ollut pitää silmällä kirkkaudeltaan muuttuvia, nuoria tähtiä, joiden pintaa täplittävät valtaisat tähdenpilkut.

---

Kaikki tähdet eivät todellakaan loista vakaan tasaisella tavalla. Toisessa päässä tähtien aktiivisuusskaalaa ovat kirkkaudeltaan voimakkaasti vaihtelevat tähdet. Nuoret tähdet, jotka ovat vasta asettuneet vakaaseen loistoonsa, ja joita siksi täplittävät suuret tähdenpilkut, ovat kirkkaudessa mitattuna erityisen muuttuvia. Ne eivät ole vielä loistaneet miljardeja vuosia ja siirtäneet hiljalleen pyörimismääräänsä tähtituulen mukana avaruuteen, vaan pyörivät edelleen vinhalla tavalla. Niiden pyörähdysajat saattavat olla hyvin lyhyitä, vain päivän tai pari, kuten oli Auringonkin laita sen ollessa vain joidenkin miljoonien tai kymmenien miljoonien vuosien ikäinen. Suuret pilkut puolestaan ovat mainioita, jos kyse on toisten tähtien pilkkurakenteiden havaitsemisesta — pilkkujen liikkuessa pyörivän tähden pinnan mukana, ne saavat aina näkyvälle puolelle tullessaan tähden näyttäytymään himmeämpänä. Vastaavasti, pilkun siirtyessä tähden taakse näyttää kuin tähti kirkastuisi ennalleen.

Voimme siis tarkkailla kaukaisia tähtiä maanpäällisillä teleskoopeilla ja todeta niiden kirkkaudenvaihteluista miten ne pyörivät. Tähtitieteilijöillä onkin käytössään toinen toistaan nerokkaampia matemaattisia keinoja tähden pyörähdysten ja erityisesti pyörimisajan määrittämiseksi kirkkaushavainnoista. On myös havaittu, että mitattaessa pyörimisaikaa useina eri ajanhetkinä, vaikkapa kuukausien tai jopa vuosien välein, saadaan tulokseksi hiukan toisistaan poikkeavia lukemia. Ne poikkeamat aiheutuvat paljolti satunnaisista vaihteluista, sekä oikuttelevasta tutkimuskohteesta. Kun useat samanaikaiset tähdenpilkut muuttuvat, liikkuvat, hajoavat ja yhdistyvät jälleen suuremmiksi kokonaisuuksiksi, saadaan lopputulokseksi koko joukko erilaisia arvioita pyörähdysajaksi. Taustalla on kuitenkin myös differentiaalirotaatioksi kutsuttu ilmiö. Pilkkuja esiintyy eri leveyspiireillä ja ne siksi liikkuvat pinnan mukana eri nopeuksilla, tuottaen erilaisia havaintoja pyörimisajaksi.

Tähden pinta on hyvin eläväinen, dynaaminen kokonaisuus, ja siksi sen tutkiminen aiheuttaa runsain mitoin päänvaivaa tutkijoille. Mutta sinnikkyys palkitaan ja kaaokselta näyttävästä havaintomateriaalista voi ryhtyä löytämään järjestystä. Alkuvuodesta siihen tarvittiin tavallaan pienoinen sattumus, kun tutkijakollegani Jyri Lehtinen Helsingin yliopistosta näytti eräistä lähitähdistä vuosien varrella tehtyjä havaintoja. Havainnot olivat tietenkin peräisin Greg Henryn pitkästä havaintoprojektista. Hän esitteli miten tähtien havaitut pyörähdysajat muuttuvat vuosien saatossa, kun tähtiä havaitaan säännöllisesti. Kysyin viattomasti minkälainen havaittujen pyörähdysaikojen jakautuma oli, koska arvelin sen olevan satunnaiskohinan dominoima ja siten normaalijakautunut — keksijänsä Carl Friedrich Gaussin nimeä kantavan Gaussin kellokäyrän mukaisesti. Niin ei kuitenkaan ollut. Näin yllätyksekseni, kuinka jakautuma riippui voimakkaasti pilkun näennäisestä koosta. Suurimpana näyttäytyvät pilkut tuottivat hyvin samankaltaisia pyörähdysaikoja mutta pienemmät vaikuttivat antavan pyörähdysaikoja, jotka olivat joko selvästi suurempia tai pienempiä.

Mietin oitis missä asennossa tähti oli taivaalla, jotta pilkkujen näennäiset koot olisivat havaitussa suhteessa pyörähdysaikaan. Tähden kiekon reunalla vilahtava pilkku tuottaa pienemmän havaittavan himmenemisen kuin kiekon keskeltä tähden pyöriessä matkaava pilkku. En kuitenkaan keksinyt mitään ilmiselvää, joten päätin luottaa tietokoneiden voimaan ja simuloida tilannetta, jossa havaitsemme kymmeniätuhansia kertoja tähteä, jonka pinnalla on joka kerralla yksi suuri pilkku satunnaisessa paikassa. Säätämällä pilkkujen kokoa, tähden asentoa avaruudessa, ja sen differentiaalirotaatiota sopiviksi, sainkin tuotettua likimain havaitunkaltaisia jakautumia. Mutta vain, jos tähden differentiaalirotaatio oli outoa, Auringosta täysin poikkeavaa. Tarvittiin nopeinta pyörimistä noin 40. leveyspiirin kohdalla, ja siihen verrattuna hitaammin pyörivät päiväntasaaja ja napa-alueet, jotta simuloidut havainnot muistuttivat todellisia havaintoja. Minkään tähden vain ei pitänyt käyttäytyä niin.

Olin tietenkin saattanut tehdä virheitä ja menetelmässä saattoi olla ennalta-arvaamattomia ongelmia tulosten tulkinnassa. Mallinnettuani myös toisen nuoren lähitähden LQ Hydraen pilkkuja saatoin todeta menetelmän olevan toimiva. Sain tulokseksi täsmälleen ennalta arvaamaani käyttäytymistä, jonka mukaan merkkejä differentiaalirotaatiosta ei ollut ja mitatut pyörähdysajat olivat hyvin tarkkaan Gaussin käyrän mukaisia. Tulos oli siksikin huojentava, että aiemmissakaan tutkimuksissa LQ Hydrae ei ollut osoittanut merkkejä differentiaalirotaatiosta. Oli vain niin, että ensimmäinen kohteemme, V889 Herculis, oli omalaatuinen, odottamattomalla tavalla käyttäytyvä tähti. Mutta mitä tuloksemme merkitsivät?

Pyörimisen fysiikka koetuksella

Mainitsin tutkimuksestamme kertoneessa lehdistötiedotteessamme seuraavaa:

”Emme osanneet arvata, että tähtien pyörimisessä voisi esiintyä tällaisia poikkeamia. Päätimme vain soveltaa uutta menetelmää tähteen, jota Helsingin yliopistossa on tutkittu jo vuosia. Havaitut anomaliat tähden V889 Herculis pyörimisprofiilissa kertovat siitä, että ymmärryksemme tähtien dynamiikasta ja magneettisesta dynamosta ovat puutteellisia.”

”Jos tällaiset perusasiat, kuten tähtien pyörimisliike, eivät ole täysin ymmärrettyjä, on selvää, että tutkijoilla on paljon työtä tehtävänään. V889 Herculis on kuin nuori Aurinko, joten se kertoo osaltaan siitä, miten oma tähtemme on käyttäytynyt nuoruudessaan. Tähtien fysiikan ymmärtäminen on siksi oleellisessa roolissa yrittäessämme ennustaa vaikkapa Auringon aktiivisuutta, kuten sen pilkkurakennetta ja purkauksia.”

Tähtien pilkut ja pyöriminen ovat kuin ikkuna niiden sisuksiin, tarjoten tietoa tähtien magneettisesta dynamosta ja sen toiminnasta. Kuten pilkkuja tähden pinnalla, myös sen fysiikkaa voi simuloida tietokoneella käyttämällä tunnettuja ainetta ja energiaa kuvaavia fysiikan lainalaisuuksia. Tutkijat tekevät magnetohydrodynaamisia simulaatioita, joissa tähden plasmaa kuvataan kuin nesteenä, joka virtaa siihen kohdistuvien voimien ansiosta. Paine, lämpötila ja gravitaatio johtavat konvektioon, jonka avulla tähden sisuksissa vapautunut ydinreaktioiden energia siirtyy pinnalle ja säteilee pois. Plasman liike tarkoittaa kuitenkin varattujen hiukkasten liikettä, mikä puolestaa synnyttää tuttujen Maxwellin yhtälöiden mukaisesti magneettikentän. Magneettikenttä taas vaikuttaa plasman liikkeeseen, ja yhdistettynä koko komeuden pyörimiseen, lopputuloksena on kaoottisen dynaaminen pallo plasmaa, jonka toimintaa on vaikeaa ennustaa edes supertietokoneiden avulla.

Vertasimmekin tutkimuksessamme tähden V889 Herculis pyörimisprofiilia tietokonesimulaatioiden tuloksiin. Vaikka ei tunneta ainuttakaan esimerkkiä simulaatiosta, jossa tähden pyörähtely olisi samankaltaista kuin tuloksissamme, löysimme silmiinpistäviä esimerkkejä vastakkaisesta käyttäytymisestä. Joissakin simulaatioissa tähdet pyörivät noin leveyspiirin 40 kohdalla kaikkein hitaimmin, pyörimisen ollessa hiukan nopeampaa sekä päiväntasaajalla että napa-alueilla. Jos vastakkainenkin käyttäytyminen on mahdollista, teoreetikkojen on nyt vain selvitettävä miten havaitsemamme pyörimisprofiilit voivat muodostua. Ei ole kuitenkaan selvää minkälaisia muutoksia oletuksiin tähden toiminnasta tulisi tehdä, jotta simulaatioissa voitaisiin saada havaintojen kanssa yhteneviä tuloksia.

Jos havaintojen kanssa yhteneviä simulaatioita ei onnistuta rakentamaan, olemme mitä luultavimmin sen tosiasian edesssä, että saamamme tulokset eivät sittenkään ole oikein. Ehkäpä on jotakin oleellista, mitä emme ole huomioineet. Tai ehkäpä on useitakin erilaisia tapoja tuottaa havaittuja pilkkujakautumia ja olemme vain jättäneet jotkin mahdollisuudet huomiotta. Se kuitenkin selviää tieteeksi kutsumamme itseään alituiseen korjaavan prosessin myötä.

Suunnitelmissamme onkin jo tutkimuksen laajentaminen laajempaan joukkoon samankaltaisia tähtiä yhdessä tarkempien tilastollisten mallien kanssa. Parasta tieteessä on kuitenkin juuri se, ettemme tiedä mitä tuloksia tulevaisuudessa saamme. Seisomme tunnetun tieteen rajapinnassa ja olemme ottamassa haparoivia askeleita tuntemattomaan. Kukapa tietää mitä seuraavaksi löydämme.

---

Tähtien aktiivisuuden yhteys myös eksoplaneettatutkimukseen ilmeinen. Lähes kaikki tunnetut planeetat kiertävät tähtiään ja tähtien ominaisuudet vaikuttavat aivan ensisijaisella tavalla planeettojen ominaisuuksiin, kuten elinkepoisuuteen, sekä siihen, voiko niillä ylipäätään olla kaasukehä suojaamassa pintaansa. Liian aktiiviset ja taajaan purkautuvat tähdet saattavat tehdä planeetoistaan elottomia, steriilejä kivenmurikoita. Purkautuminen taas riippuu monimutkaisella tavalla tähden magneettikentän muutoksista ja lopultakin differentiaalirotaatiosta.

Eksoplanettatutkijoina puhumme usein siitä, miten on tunnettava tähti ennen kuin voi tuntea sitä kiertävät planeetat. Ajoittain mieleen kuitenkin hiipii ajatuksia siitä, kuinka kummassa voisimme tuntea planeettoja, kun tähtienkin ymmärryksessä on niin valtavasti puutteita. Onneksi se epätietoisuus motivoi voimakkaasti ottamaan selvää.

---

Muinaisen meren jäljillä

5.2.2024 klo 09.57, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Mars yllättää jatkuvasti siitä kiinnostuneet. Planeettatutkijat ovat jo parinkymmenen vuoden ajan koettaneet selvittää mistä planeetan kaasukehässä havaitut matalat metaanipitoisuudet voisivat olla peräisin. Aina ajoittain, marsluotainten tarkat havaintolaitteet rekisteröivät joidenkin kymmenien miljardisosien paikallisia pitoisuuksia kaasukehässä. Aivan kuin metaania purkautuisi jostakin kaasukehään poistuakseen verrattaen nopeassa tahdissa tuntemattoman kemiallisen mekanismin avulla.

Metaani on toki vain yksi pieni molekyyli, mutta sillä on taustallaan oma tarinansa. Metaanin synty Marsin fysikaalisissa ja kemiallisissa olosuhteissa ei onnistu kovinkaan helposti. Tarvitaan joko tulivuoritoimintaa tai elävien solujen aineenvaihduntaa — molemmat selitysmallit olisivat äärimmäisen kiinnostavia astrobiologisesti tarkasteltuna ja tarkoittaisivat joko elämän tai sen mahdollistavien olosuhteiden havaitsemista planeetan pinnan alla. Mahdollista on myös, että jotkin marsperän mineraalit reagoivat vesimolekyyylien kanssa syvemmällä planeetan pinnan alla, jossa paine on korkeampi. Selviä merkkejä metaanin alkuperästä ei ole vielä saatu mutta jotain voidaan jo päätellä perustuen siihen, missä sitä esiintyy. Yksi erityinen alue on Medusae Fossaen hiekkadyynimuodostelma planeetan päiväntasaajan lähellä, muinaisen valtameren rannikon tietämillä. Se alueelta on havaintoja vapautuneesta metaanista (Kuva 1.).

Metaanin tulkinta merkiksi elävien organismien aineenvaihdunnasta on tietenkin se kaikkein kiinnostavin selitysmalli. Silloin oman planeettamme metanogeenejä muistuttavat mikrobit puuhastelisivat Marsin pinnan alla omissa oloissaan hiilidioksidin pelkistämistä metaaniksi, aivan kuten tapahtuu kaikenaikaan Maan kallioperässä jopa kilometrien syvyydessä jalkojemme alapuolella. Mallin mukaan metaani pääsisi aina ajoittain vapautumaan marsperästä, syvältä pinnan alta, selittäen siitä kaasukehässä tehdyt ajoittaiset havainnot. Tulkinnan puolesta ei kuitenkaan ole esitetty minkäänlaista konkreettista todistusaineistoa. Elämän esiintyminen vaatisi kuitenkin nestemäisen veden olemassaoloa syvällä Marsin pinnan alla, joten olisi ensiarvoisen tärkeää saada esiin merkkejä veden olemassaolosta niillä alueilla, joiden yläpuolella metaania on havaittu.

Siksi on merkittävä positiivinen yllätys saada uusi havaintotulos, jonka mukaan Medusae Fossaen alueella on runsaita vesijäätä sisältäviä kerrostumia, jotka parhaimmillaan ovat jopa kolme kilometriä paksuja pinnan satojen metrien paksuisen hiekka- ja pölykerroksen alla (Kuva. 2.). Arvioiden mukaan vettä on jopa niin runsaasti, että jakautuessaan Marsin pinnalle tasaisesti, se peittäisi planeetan noin parimetriseen kerrokseen. Löytö vastaa vesimäärää, joka löytyy vaikkapa maanpäällisestä Punaisesta Merestä — enemmän vettä Marsista on havaittu vain sen pohjoisen napa-alueen jäätiköltä. Kerrostumat osoittavat osaltaan, että Marsin muinainen valtameri ei haihtunut kauttaaltaan ultraviolettisäteilyn hajottaessa vesimolekyylejä planeetan heikosta vetovoimakentästä karkaavaksi vedyksi ja hanakasti pinnan rautapitoisiin mineraaleihin ruosteeksi sitoutuvaksi hapeksi.

Vaikka ajatukset naapuriplaneetallamme esiintyvästä elämästä ovat tässä vaiheessa vain spekulaatiota, on syytä pitää mielessä niiden konteksti. Mars oli muinoin huomattavan paljon maankaltaisempi, ja planeetan alavaa pohjoista puoliskoa peitti miljardeja vuosia sitten jopa kokonainen valtameri. Meren todennäköinen olemassaolo on helppoa nähdä jo planeetan korkeuskartasta kuvassa 2, jonka mukaan ylänköalueella tavanomaiset meteorikraaterit puuttuvat alavimmilta alueilta likimain kokonaan, mikä kertoo alueiden kokeneen merkittävää veden aikaansaamaa eroosiota. Vesi kun sekä estää tehokkaasti pienempien kraatereiden synnyn kuin pyyhkii pois merkit suuremmista kraatereista geologisessa silmänräpäyksessä vuosituhansien ja -miljoonien kuluessa. Tharsis -nimellä tunnetusta ylänköalueesta osa on toki sekin harvakseltaan kraaterien täplittämää, mutta sen selittää alueen valtavien tulivuorien keskittymä. Laajat alueet planeetan ylänköä ovat muinaisuudessa peittyneet purkautuvien massiivisten tulivuorten laavakenttiin.

Marsin kaasukehä on myös ollut aiemmin paksumpi, koska planeetalla on ollut auringon hiukkastuulelta suojaava magneettikenttä. Nyt magneettikentän hiivutua geologisen aktiivisuuden heikennyttyä, pirstaleiset magneettikentän rippeet eivät enää kykene suojaamaan kaasukehää hiukkastuulelta, vaan kaasukehän molekyylejä vuotaa hiljalleen avaruuteen tehden siitä paljon ohuemman kuin muinaisuudessa. Siksi vesikään ei enää pysy nestemäisenä planeetan kylmällä pinnalla ja planeetan pinta on nykyinen kylmä ja karu autiomaa.

Elämällä oli kuitenkin mahdollisuus ja sitä on saattanut muodostua planeetalla aivan kuten tapahtui Maapallollakin. Silloin mikrobit olisivat vain ilmastollisten ja fysikaalisten olosuhteiden muuttuessa päätyneet ainoisiin jäljelle jääneisiin elinkelpoisiin elinympäristöihin planeetan pinnan alapuolelle, jossa esiintyy edelleen radioaktiivisen hajoamisen myötä energiavirtoja sekä vettä, joka pysyy saatavilla planeetan sisusten lämmön ja paineen tehdessä siitä jopa nestemäistä.

Ajatusrakennelma kuulostaa hurjalta, mutta voimme kuvitella Marsin tilalle oman planeettamme. Jos Maan magneettikenttä hiipuisi ja ilmakehämme kokisi Marsin kohtalon, planeettamme pinnasta saattaisi tosiaan tulla karu ultraviolettisäteilyn ja huikkastuulen korventama autoimaa, jossa kaikki orgaaniset molekyylit hajoaisivat hetkessä tehden elämästä planeettamme pinnalla mahdotonta. Silloinkin elävät organismit kuitenkin vain jatkaisivat toimintaansa aivan normaalisti kallioperän sisällä, kuten ovat tehneet jo miljardeja vuosia pinnan hektisestä elämänmenosta piittaamatta. Ja mikä voi tapahtua omassa aurinkokunnassamme, on voinut tapahtua vieraissa planeettajärjestelmissä miljardeja kertoja jo omassa galaksissamme.

Ei siksi ole viisasta tuomita ainuttakaan pientä ja kivistä mutta pintaolosuhteiltaan kuolleelta vaikuttavaa planeettaa elottomaksi. Voi olla niin, ettemme vain onnistu havaitsemaan niiden rikkaita, monenlaisista mikrobeista koostuvia eliöstöjä kovinkaan helposti. Ehkäpä jopa valtaosa maailmankaikkeuden elämästä on havaittavissa vain pienenpienistä planeetan kaasukehän kemiallisen koostumuksen anomalioista, joita nyt havaitsemme vain vaivoin marsluotaintemme avulla. Se ainakin osaltaan selittäisi miksemme ole onnistuneet havaitsemaan elämästä minkäänlaisia merkkejä planeettamme ulkopuolella.