Alpha Centaurin eksoplaneetta
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.
Kiitos hyvästä ja kansantajuisesta kirjoituksesta! Olen kiinnostunut erityisesti Alpha Centauria koskevista asioista, ja katsoin myös linkkejä vanhoihin blogikirjoituksiin. Huomioni kiinnittyi mainintaan A- ja B-tähden ”runsaan kahdeksan AU:n etäisyydestä”, tai lainaten vanhempaa kirjoitusta:
”Tähtien A ja B liike toistensa ympäri on eksentristä. Sen sijaan, että ne kiertäisivät toisiaan ympyräradoilla, radat ovat niin soikeita, että tähtien etäisyys vaihtelee noin 8.4 ja 26.7 astronomisen yksikön (AU) välillä. Lähimmillään tähdet siis ovat noin kahdeksan kertaa kauempana toisistaan kuin Maa on Auringosta. Se asettaa voimakkaita rajoitteita sille, minkälaisilla radoilla tähtiä mahdollisesti kiertäviä pieniä planeettoja voi esiintyä.”
Tässä on ehkä sattunut pieni sekaannus. Mainitun vaihteluvälin keskiarvo (isoakselin puolikas) olisi noin 17.5 AU. Wikipedian mukaan tähtien etäisyys on (keskimäärin) 17.5 kaarisekuntia tai 11.2 – 35.6 AU. Tuon jälkimmäisen keskiarvo on 23.4 AU, mikä vastaa Maan etäisyydeltä nähtynä nimellisesti noin 17.5 kaarisekuntia. Tämä on kieltämättä vähän outo ilmoitustapa, kun todellinen kulmaetäisyys on kuitenkin inklinaation vuoksi pienempi.
Mitä tulee tähän ehdotettuun A-tähden planeettaan, sen arvioitu rata kyllä ilmeisesti hipoo stabiiliuden rajoja. Siihen liittyen haluaisin kysyä, onko ylipäätään uskottavaa tai peräti todennäköistä, että hypoteettisen A-tähden planeetan rata eroaa jyrkästi (tässä tapauksessa arvioitu yli 60 astetta) AB:n ratatasosta? Olen käsittänyt, että planeetan koko olemassaolo elämän vyöhykkeellä on mahdollista vain, jos planeetta muodostui ensin yksinäisen A-tähden kertymäkiekosta, ja läheinen kaksoistähtisuhde syntyi vasta vähän myöhemmin. Tähtikumppanin sieppaus varmaankin saisi tosiaan aikaan sen, että ratatasojen keskinäinen suhde on mitä sattuu. Mutta voisiko B-tähden vetovoima myöhemmin ohjata planeetan radan suunnilleen samaan tasoon? Onko tällainen prosessi mahdollista tai todennäköistä?
Jupiterin väitetään säätävän useimpien muiden planeettojemme ratoja niin, että niiden tasot ovat lähempänä Jupiterin ratatasoa kuin Auringon ekvaattoritasoa. Tosin en voi ymmärtää, mistä näiden välinen kuuden asteen ero on alun perin tullut, ja mikä sitä pitää yllä kun Auringolla ei ole läheisiä kumppaneita. Tai miksi Jupiterin kaukaisten (epäsäännöllisten) kuiden ratataso ei vähitellen asetu lähelle planeetan ratatasoa. Oman Kuumme ratataso on asettunut noin viiden asteen päähän ekliptikasta (koska Kuu on liian kaukana Maasta ja liian altis Auringon häirinnälle ollakseen sidottu Maan ekvaattoriin), ja sitäkin kuulemma pidetään vähän omituisena.
Ehdotetun A-komponentin planeetan olemassaolo vaikuttaa tosiaan epätodennäköiseltä dynaamisen stabiiliuden näkökulmasta. Senkaltainen planeetta voi kuitenkin syntyä aivan mainiosti. Tähtipari syntyy aina yhdessä, ja tähdistä molempien ympärille muodostuu kertymäkiekko, josta planeetat saavat alkunsa. Kiekkojen ei kuitenkaan tarvitse olla edes alkujaan samassa tasossa kuin tähtiparin kiertorata, ja tähtien vetovoima muokkaa niitä hurjasti samaan aikaan, kun planeetat vasta muodostuvat. Jos ny on tosiaan niin, että A-komponentin kiertoradalle syntyi kaasuplaneetta, tähden B vetovoima on vaikuttanut siihen sen syntymästä asti. Se vaikutus pumppaa eksentrisyyttä suuremmaksi ja saattaa ensisestän muuttaa planeetan ratatasoa tähtensä ympäri. Lopputulos voi siten olla aikalailla minkälainen hyvänsä, kunhan järjestelmä vain pysyy stabiilina, jotta sen voisimme nyt havaita.
En ole kuullut, että tähtikumppani saisi käännettyä planeetan radan samaan tasoon oman ratansa kanssa. Se vaikuttaa mahdottomalta, joska sellaista vakauttavaa taipumusta ei tunneta. Aurinkokunnassa taas planeettojen keskinäiset vetovoimavaikutukset ovat muuttaneet ratatasojen poikkeamia syntyaikojen jälkeen. Siksi ne ovat vain suunnilleen Auringon pyörimisakselin määrittämän tason kanssa samassa tasossa.
Kiitos pikaisesta vastauksesta!
Olin siinä käsityksessä, että (suurehkoja) kaasuplaneettoja voi syntyä vain melko etäällä tähdestä, missä kiinteää materiaalia ytimen muodostukseen on enemmän tarjolla, ja että planeetat ajautuvat usein lähemmäs tähteä heti syntymänsä jälkeen. Tämä selittäisi, miksi kaasuplaneettoja esiintyy usein elämän vyöhykkeellä tai vielä lähempänä tähteä. Mutta mikä on nykyinen vallitseva näkemys?
Englanninkielisessä Wikipediassa mainittiin, liittyen hypoteettisten Alpha Centaurin planeettojen syntyyn, että jonkin simulaation mukaan A-tähden kertymäkiekko olisi voinut ulottua 2.8 AU:n päähän. Jonkin toisen simulaation mukaan taas planeettoja (edes pieniä) ei olisi voinut syntyä paljon yli yhden AU:n etäisyydellä. Tähän liittyen oli myös spekulaatiota mahdollisesta tähtikumppanin sieppauksesta planeettojen muodostumisen jälkeen, sikäli kuin oikein ymmärsin. Se olisi käsittääkseni mahdollista tiheässä syntymäparvessa, jos B-tähdellä oli alun perin toinen kumppani joka toimi ohituksen yhteydessä painovoimalinkona ja lähti sitten omille teilleen?
(Tästä kevyempi versio kaiketi olisi, jos A- ja B-tähden keskinäinen rata oli alun perin suhteellisen ympyrämäinen, noin 35 AU:n etäisyydellä, ja sitten jokin häiriötekijä suisti sen paljon eksentrisempään muotoon jossa periastron on paljon lähempänä.)
Olet ihan oikeassa. Jättiläisplaneettojen syntyyn on tyypillisesti tarpeeksi materiaa vain riittävän kaukana tähdestä, jotta vesijää esiintyy kiinteinä pölyhiukkasina ja osallistuu planeettojen muodostumiseen lisäten siihen käytettävissä olevan materian määrää merkittävästi. Planeettojen muodostumismateriaa saattaa kyllä virrata pölynä ja pieninä kappaleina, aina protoplaneettoihin asti, sisemmäksi kertymäkiekon sisällä planeettojen syntyvaiheessa, mutta pääsääntöisesti jättiläisplaneettat syntyvät ulkoplaneettakunnassa, vaikka toisinaan muuttavatkin sisemmäksi.
Täntien päätyminen toistensa kiertoradoille syntymänsä jälkeen on mahdollista, vaikkakin epätodennäköinen sattumus. Niiden ratojen kehitys on kuitenkin saattanut olla suurta, ja planeeta ovat saattaneet syntyä nykyistä kauemmas toisistaan, jolloin planeettakuntien synnylle olisi ollut enemmän tilaa. Tyypillisesti kaksoistähdet vain harvoin muodostuvat ympyräradoille, joten sekään selitys ei vaikuta uskottavalta.
Kiitos taas vastauksesta. Vaikuttaa siis siltä, että olisi jokseenkin erikoista jos Alpha Centauri A:lla tosiaan olisi sen kokoinen planeetta kuin nyt on ehdotettu.
On ehkä kuitenkin väärin sanoa, että se olisi erikoista. Planeettoja kun vaikuttaa olevan kaikkialla missä ne vain voivat olla. Tässä tapauksessa on kuitenkin parasta odotella tarkempia tietoja planeetan radasta ja sen olemassaolon rippumatonta varmennusta.