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.

---

Kaaoksen tuhkasta

13.1.2026 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Synty ja kehitys

Aurinkokunnan syntyä ja kehitystä nykyiselleen on muokannut ehkäpä voimakkaimmin Jupiter ja sen massiivinen vetovoima. Jupiterin synty ulkoplaneettakunnan rajamaille kaiversi aukon planeettojen syntymaterian kiekkoon, ja mikään ei enää ollut entisellään. Protoplanetaariseen kiekkoon Jupiterin radan ympärille muodostunut aukko esti sisä- ja ulkoplaneettakunnan merkittävän materianvaihdon. Ne jäivät toisistaan eristyksiin, sallien Maan ja muiden kiviplaneettojen muotoutumisen nykyiselleen vailla merkittäviä määriä vettä ja muita keveitä molekyylejä. Vesipitoinen materia ei koskaan päässyt merkittävissä määrin sisäplaneettakunnan alueelle toisin kuin lukemattomissa muissa planeettakunnissa.

Aurinkokunta ei ole normaali planeettakunta. Useimmissa järjestelmissä kaasujättiläisiä ei ole koskaan syntynyt ja niiden vetovoima ei ole päässyt häiritsemään pienempien planeettojen muodostumista. Vaikka tiedoissa Aurinkokunnan synnystä riittää edelleen puutteita, eksoplaneettakuntien synty on yleisellä tasolla vieläkin suurempien epävarmuuksien peitossa ainakin lukuisilta yksityiskohdiltaan. Kokonaiskuva on kuitenkin hahmottumassa, koska tunnemme jo niin monia vieraiden tähtien järjestelmiä. Tarvitaan samankaltaista planeettojen muodostumista kuin Aurinkokunnassakin mutta lisänä on oltava runsaasti kaaosta ja sattumaa.

Kaaos ei tarkoita, että mitä tahansa voi tapahtua. Se tarkoittaa vain, että menetämme mahdollisuuden ennustaa tapahtumia millään varmuudella, koska mielivaltaisen pienet muutokset alkutilassa voivat johtaa mielivaltaisen suuriin muutoksiin. Kaoottisuus on tarkkaan määritelty järjestelmän matemaattinen tila. Se ei tarkoita sotkuisuutta, vaan perustavanlaatuista yksityiskohtien ennustamattomuutta. Silti voimme tarkastella hyvinkin luotettavalla tavalla kokonaisuuksia.

---

Planeettakuntien syntyyn liittyy eräs kiinnostava yleismaailmallinen lainalaisuus. Kun puhutaan asioista, jotka eivät vanhene kuten ihmiset ja männyt, karhukaiset ja kärpässienet, voimme havaita, että asioiden jäljellä oleva elinikä pitenee niiden ikääntyessä. Se kuulostaa kovin nurinkuriselta, koska tiedämme oman jäljellä olevan elinikämme vähenevän ikääntyessämme. Elottomiin asioihin ajatus ei kuitenkaan päde. Jos jokin asia on ollut olemassa kauan, se luultavasti pysyy olemassa vielä pitkään. Syynä on se yksinkertainen tosiasia, että jos jokin asia on ollut olemassa jo pitkään, se on suurella todennäköisyydellä hyvin kestävä. Jos taas jokin asia on ollut olemassa vain hetken, se keskimäärin lakkaa olemasta hyvin pian. On huomattava, että kyse on vain keskiarvoista ja odotusajoista. On helppoa katsella ympärilleen ja todeta lainalaisuuden pitävän melko hyvin paikkansa vaikkapa arkisten asioiden suhteen.

Mitä tekemistä asioiden eliniällä on eksoplaneettakuntien kanssa? Paljonkin, mutta tarvitaan muutamia täsmennyksiä. Planeettakunta ei käytännössä voi lakata olemasta, vaan se korkeintaan muuttaa muotoaan erilaisten kosmisten katastrofien kourissa. Planeettojen radat sen sijaan voivat muuttua paljonkin, joten voimme katsoa planeettakunnan eliniän tarkoittavat sitä aikaa, jonka verran se pysyy sellaisena, kuin sen havaitsemme. Silloin voidaan katsoa kuinka kauan planeetakunta pysyy vakaana eikä koe radikaaleja muutoksia.

Oletetaan, että käsillä on vaikkapa tuhat vastasyntynyttä planeettakuntaa. Mikään mahti maailmankaikkeudessa ei voi niitä tuhota, mutta voimme kysyä tieteellisiä kysymyksiä liittyen niiden elinikään. Kuinka moni selviää lähes muuttumattomana miljoona vuotta? Entäpä satamiljoonaa vuotta? Tai miljardin verran? Niihin kysymyksiin saammekin eri planeettakuntien suhteen erilaisia vastauksia. Vain harva vastasyntynyt planeettakunta kestää miljardin vuoden verran. Ylivoimainen valtaosa niistä muuttuu kaoottisiksi vain miljoonissa vuodessa ja muotoutuu uudelleen toisenlaiseksi planeettojen ratojen muuttuessa ja joidenkin planeettojen poistuessa järjestelmistään. Vielä hiljattain luulimme planeettakuntien syntyvän vakaina. Uudet tutkimustulokset ovat kuitenkin osoittaneet asian olevan toisin.

Kun planeettakunta syntyy planeettojen kasautuessa kertymäkiekon pölystä, ne ovat edelleen kiekon kaasun ympäröimiä. Kaasulla taas on vaikutus planeettojen ratoihin. Se vaimentaa ratojen muotojen muutoksia, joita toisten planeettojen vetovoimavaikutukset aiheuttavat. Planeettojen lähiohitukset ja voimakkaatkin keskinäiset vetovoimavaikutukset ovat siksi varsin sallittuja varhaisessa vaiheessa olevissa planeettakunnissa. Tilanne muuttuu kertarysäyksellä, kun kaasu poistuu nuoren tähden käynnistyvän tähtituulen puhaltaessa sen avaruuteen. Äkkiä planeetat ovatkin toistensa vetovoimavaikutuksille alttiita ja sillä on merkittävät seurauksensa. Toistuvat lähiohitukset pumppaavat planeettojen ratoja soikeammiksi ja vetovoimavaikutukset kasvavat. Lopulta koko järjestelmä ajautuu kaoottiseen tilaan. Jokin tai jotkin planeetoista törmäävät toisiinsa tai tähteen, ja osa planeetoista saattaa myös sinkautua pois koko planeettakunnasta viettääkseen oman ikuisuutensa jäähtyessä hiljalleen vapaana planeettana, kaukana tähtien valosta ja lämmöstä.

Lopputuloksena on planeettakunta, joka on vakaa pitkiä aikoja. Sen planeetat on pakattu väljemmin, jotta kaoottisuutta aiheuttavia lähiohituksia ei enää synny. Planeettoja on myös keskimäärin vähemmän, koska osa on paennut täydentämään pimeää planeettapopulaatiota. Mutta miten asiaa voitaisiin havaita käytännössä? Planeettakunnista ei niin vain päätellä kuinka kauan ne ovat olleet sellaisia kuin minä ne näemme.

Miten planeettakuntien ikä resonoi?

Syntyessään pölykiekon sisällä, planeetat ajautuvat tyypillisesti niin lähelle toisiaan kuin vain voivat. Se johtaa yleisesti resonanssiratojen syntyyn, jolloin planeettojen ratajaksojen suhteeksi muodostuu jokin yksinkertainen kokonaislukusuhde. Resonanssi vastustaa planeettojan lipumista lähemmäksi, jolloin järjestelmä tiivistyy muttei hajoa. Tyypillisimpiä resonansseja on ratajaksojen suhde 2:1, jolloin sisempi planeetta kiertää tähden kahdesti ulomman ehtiessä suorittaa yhden kierroksen. Se ei kuitenkaan ole ainoa mahdollisuus. Muita tyypillisiä resonansseja ovat suhdeluvut 3:2, 4:3 ja vaikkapa 3:1. Toisinaan syntyy jopa pitkiä resonanssiketjuja, joista yksi näyttävimmistä on havaittu tähden TRAPPIST-1 planeettakunnassa. Järjestelmän kiviplaneetat ovat muodostaneet resonanssiketjun, jossa kiertoaikojen suhteet ovat 24:15:9:6:4:3:2. TRAPPIST-1 on kuitenkin vanha tähti ja sen planeettakunta on samaten iäkäs. Se on harvinaisuus eksoplaneettakuntien joukossa, koska sen syntyaikojen rataresonanssit ovat edelleen olemassa. Mikään ei ole saanut järjestelmää suistumaan kaaokseen.

Muualla planeettakunnat eivät ole yhtä onnekkaita. Yleisesti ottaen resonanssiradat ovat sitä harvinaisempia mitä vanhemmasta järjestelmästä on kyse. Kaikkiaan resonanssijärjestelmiä löytyy alle sadan miljoonan vuoden ikäisistä planeeettakunnista lähes 90% todennäköisyydellä. Likimain kaikkien planeettakuntien kiertoratojen joukossa on siten resonanssiratoja niiden syntyessä. Mutta ikääntyneempien, miljardin vuoden ikäisten järjestelmien keskuudessa resonanssiratojen osuus putoaa enää noin viidennekseen (Kuva 1.). Se tarkoittaa resonanssiratojen määrän romahdusta, minkä voi selittään vain kaaos. Resonanssiradoilla planeettakunnat ajautuvat herkemmin kaaokseen ja lopputuloksena on väljemmin pakattuja järjestelmiä, joista resonanssit puuttuvat.

Samalla on selvää, että mitä vanhempaa planeettakuntaa katsomme, sitä todennäköisemmin se pysyy samanlaisena vielä pitkiä aikoja. Katsottaessa nuorempia järjestelmiä, voidaan todeta, että ne ovat todennäköisesti ajautumassa kaaokseen eivätkä voi pysyä samanlaisina pitkään. Planeettakunnatkin siis ikääntyvät käänteisesti. Mitä kauemmin jokin planeettakunta on ollut olemassa, sitä pidempään voimme olettaa sen myös kestävän.

Vaikka nuoretkaan planeettakunnat eivät yleensä ole sellaisenaan kaoottisia, ne ovat kuitenkin läheisten resonanssiratojensa vuoksi alttiita kaaokselle. Tarvitaan vain jokin alkusysäys, joka heittää järjestelmän täyteen kaaokseen ja ratamuutosten kurimukseen. Planeettojen lähiohitukset voivat tuottaa tarvittavan alkusysäyksen mutta se ei aina riitä. Toisinaan syypää voi tulla muualta, kun jokin tähti vaikuttaa järjestelmän planeettojen ratoihin laukaisten kokonaisen muutosten ketjureaktion. Tähtien lähiohitukset ovat yleisiä, ja toisinaan jokin tähti saapuu niin lähelle, että se heilauttaa uloimpien planeettojen ratoja merkittävällä tavalla. Heilahdukset välittyvät nopeasti jopa sisäplaneettakuntaan asti ja tuottavat tuhoaan. Mutta on toinenkin mekanismi. Erityisesti pienten planeettojen äärimmäisen tiiviisti pakatut järjestelmät ovat niin herkkiä muutoksille, että jo suurten komeettojen syöksyminen sisäplaneettakuntaan saattaisi suistaa ne kaaokseen. TRAPPIST-1 on yksi sellainen järjestelmä, joten vaikuttaa suorastaan ihmeelliseltä, että se voi edes olla olemassa.

Kaaos ei myöskään ole rajoittunutta vain eksoplaneettakuntiin. Myös Aurinkokunta voi suistua kaaokseen jonkin ulkoisen voiman vaikutuksesta. On noin prosentin todennäköisyys, että Aurinkokunta ajautuu itsestään kaaokseen seuraavan viiden miljardin vuoden aikana. Sen lisäksi, on puolen prosentin todennäköisyys, että jokin tähti tekee läheisen ohituksen ja suistaa ulkoplaneettakunnan kappaleet kaoottisille radoille samassa ajassa.

Aurinkokunnalla on oma kaoottinen vaiheensa jo takanaan, noin neljän miljardin vuoden päässä historiassa. Tuolloin ulkoplaneettakunta ajautui kaaokseen ja planeettojen lähiohitukset heittivät planettoja ulospäin siirtäen ne väljemmäksi järjestelmäksi. Ulkoplaneettakunnassa oli tuolloin ehkä jopa kolmas jääjättiläinen, Uranuksen ja Neptunuksen sisar, joka sinkautui tähtienväliseen avaruuteen jättäen jäljelle vakaan planeettakunnan. Tapahtumista on saatu tietoa laskemalla Kuun kraatereita. Niiden määrä osoittaa törmäyksien olleen erityisen yleisiä vain noin sata miljoonaa vuotta Aurinkokunnan synnyn jälkeen, 4.4 miljardia vuotta sitten, mikä kertoo lukuisten Aurinkokunnan pikkukappaleiden sinkautuneen radoiltaan niihin aikoihin. Se kertoo suoraan planeettakuntamme kaaoksesta, ja antaa sille aikataulun. Aurinkokunnan alkuperäinen rakenne ei ollut kestävä ja siksi se rikkoutui hyvin pian antaen tilaa vakaammalle järjestelmälle, jonka nykyisellään tunnemme.

Aurinkokunta kuitenkin kohtaa muut sisäiset rajoitteensa samassa aikaskaalassa. Noin viiden miljardin vuoden kuluttua Aurinko on polttanut kaiken ytimensä vedyn ja se puhaltaa ulko-osansa avaruuteen ryhtyen viilenemään ja kutistumaan valkoiseksi kääpiöksi. Se tietää viimeistään planeettamme tuhoa, vaikka muutos elinkelvottomaksi saapuukin jo miljardeja vuosia aiemmin. Planeettakuntamme kuitenkin luultavasti kestää paljolti nykyisellään Auringon kuolemaan saakka. Onhan se kestänyt samanlaisena jo miljardeja vuosia.

---

Kirjoitukseen innoitti yhdysvaltalaisen astrofyysikon Sean Raymondin mainio blogi useine kiinnostavine teksteineen.

---

Runsain mitoin vettä

16.12.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

Planeettojen elinkelpoisuuteen vaikuttaa olellisesti moni tekijä. Helpoimmin arvioitavissa on planeetan pinnalleen saaman säteilyn voimakkuus. Tunnettaessa planeetan rataetäisyys ja sen kiertämän tähden ominaisuudet, on helppoa selvittää jo lukiotason fysiikan osaamisella planeetan laskennallinen pintalämpötila, jos jätetään kaikki muut tekijät huomiotta.

Kaikki kappaleet säteilevät lämpötilansa määrittämän jakautuman säteilyä Planckin lain mukaisesti. Laki on tietenkin nimetty keksijänsä Max Planckin mukaan. Hän oli 1900-luvun taitteen saksalainen fyysikko, joka huomasi ymmärryksen säteilyn käyttäytymisestä paranevan, jos olettaa, että säteilyä voi saapua vain energialtaan tietynkokoisina paketteina. Planck keksi säteilyn kvantittuneen käyttäytymisen, mikä loi perustan kvanttimekaniikalle, yhdelle parhaimmista ainetta ja energiaa kuvaavista fysikaalisista malleista. Hänen ajatuksensa sopivat mainiosti havaintoihin ja ne antoivat mahdollisuuksia laskea kuinka paljon energiaa kappaleet vapauttavat säteilyllään.

Kappaleen lämpötilalla ja vapauttamalla säteilyllä on yksinkertainen riippuvuus. Nostettaessa lämpötilaa se säteilyn aallonpituusjakautuma siirtyy konti lyhyempiä aallonpituuksia. On aina tietty aallonpituus, jolla kappale säteilee eniten säteilyä tietyssä lämpötilassa. Pidempi- ja lyhyempiaaltoista säteilyä vapautuu vähemmän. Koska asiaa voidaan selvittää suhteellisen yksinkertaisilla fysikaalisilla lainalaisuuksilla, voimme vastaavasti sanoa mikä on Auringon laskennallinen pintalämpötila, kun katsomme millä aallonpituudella se säteilee voimakkaimmin. Lukema on 5500 celciusastetta tarkoittaen Auringon kuohuvan ja pirskahtelevan pinnan keskimääräistä lämpötilaa.

Jos tunnemme kuinka paljon säteilyä Aurinko vapauttaa, voimme laskea helposti mikä osuus siitä saapuu pallomaisen, Aurinkoa kiertävät kappaleen pintaan tietyllä etäisyydellä. Siitä puolestaan saadaan laskettua vaikkapa Maan pintalämpötila. On vain oletettava, että Maa ei kuumene tai viilene. Maan ollessa tasapainossa vastaanottamansa ja luovuttamansa säteilyenergian suhteen, saadaan siten selville mikä Maan pinnan lämpötilan on oltava. Lopputuloksena voidaan arvioida Maan laskennallisen pintalämpötilan olevan noin -19 celciusastetta. Se ei kuitenkaan vastaa aivan Maan todellista keskimääräistä pintalämpötilaa, joka on noin 34 celciusastetta laskennallista korkeampi. Tarvitaan muutakin.

Maa on laskennallista lämpötilaansa kuumempi ja soveltuu mainiosti monimuotoiselle elämälle, koska ilmakehä tuottaa kasvihuoneilmiön ja estää suurta osaa infrapuna-alueen säteilystä pakenemasta. Kaasukehät ovat siksi oleellisessa roolissa määrittämässä planeettojen elinkelpoisuutta. Mutta nekin ovat vain yksi osatekijä. Planeetan massa ja koko vaikuttavat, kuten vaikuttaa myös sen koostumus. Oleellista on veden olemassaolo planeetan pinnalla, jotta on olemassa liuotin elämäksi kutsuttujen monimutkaisten kemiallisten reaktioiden tapahtumiselle. Vesi on erittäin kriittinen tekijä planeettojen elinkelpoisuuden suhteen ja lukuisten pienten planeettojen koostumuksesta vettä voi olla suuri osa. Mutta sen määrää yksittäisellä eksoplaneetalla on huomattavasti hankalampaa arvioda kuin planeetan pintalämpötilaa. Tutkijat ovat kuitenkin kehittäneet siihenkin keinoja.

Neljä elementtiä

Klassiset neljä elementtiä olivat maa, ilma, vesi ja tuli. Planeettojen koostumuksia tutkittaessa ne vain eivät ole kovinkaan hyödyllisiä käsitteitä, vaikka niistä kolmea esiintyykin likimain kaikkialla ja neljäs kuvaa vain kemiallisen energian vapautumista. Puhuttaessa potentiaalisesti elinkelpoisista planeetoista, neljä oleellista elementtiä ovat toiset: metalliydin, kivinen silikaattivaippa, jäävaippa, ja nestemäisen veden pintakerros. Niiden suhteellisia osuuksia säätelemällä voidaan rakentaa kokonainen kirjo erilaisia maailmoja. Esimerkiksi Maa saadaan rakennettua ottamalla kolmasosan verran metalliydintä, kahden kolmanneksen verran silikaattivaippaa, ja hienoinen loraus nestemäistä vettä. Korkeassa paineessa esiintyvää vesijään vaippaa Maalla ei ole, koska planeetallamme on vettä vain hyvin vähän. Meremme ovat siksi lähinnä kosmeettisia lätäköitä lainehtimassa planeettamme kivisellä pinnalla. Muualla vettä voi olla paljon, hyvin paljon enemmän.

Arvioitaessa veden määrää jollakin tietyllä eksoplaneetalla, on ensimmäisenä ongelmana se, että tiedämme planeetoista vain hyvin vähän. Emme ole kuitenkaan täysin arvailujen varassa, koska voimme luottaa siihen, että fysiikan lait toimivat samalla tavalla kaikkialla ja planeetat asettuvat tasapainotilaan, jossa raskaimmat ainekset valuvat ytimeen keveämpien kelluessa pinnalla. Mallinnuksessa huomioidaan planeetan sisuksen paine ja lämpötila, ja se tiheys, jossa eri elementit pinnan alla ovat. Jos lisäksi tunnemme havaintojen perusteella planeetan koon tai massan, tai molemmat, on mahdollista tarkastella planeettojen koostumusmalleilla mitkä neljän elementin suhteet ovat havaintojen kanssa yhteensopivia.

Planeettojen lämpötilan suhteen on kuitenkin huomioitava muitakin tekijöitä kuin vain tähden säteily. Eräs planeettoja lämmittävä tekijä on tähden vuorovesivoimien muokkaus. Se vaikuttaa sitä voimakkaammin mitä lähempänä tähteään planeetta kiertää ja on erityisen oleellisessa roolissa punaisia kääpiöitä elinkelpoisella vyöhykkeellä kiertäville planeetoille. Planeetan materian muokkausta vaihtelevassa vetovoimakentässä vastustaa aineksen sisäinen kitka, mikä tuottaa kitkalämpöä. Toinen merkittävä tekijä on radioaktiivinen hajoaminen, joka tuottaa energiaa jokaisen planeetan sisuksissa sitä voimakkaammin, mitä suurempi osa koostumuksesta on raskaita alkuaineita, mukaan lukien radioaktiivisia aineita. Koostumus puolestaan vastaa sen materian koostumusta, josta planeetta ja sen tähti saivat alkunsa. Sitä voi tutkia havaitsemalla tähtien spektrejä ja mittaamalla siitä eri alkuaineiden pitoisuuksia.

Soveltamalla mallinnusta tunnettuihin elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoihin, on mahdollista tuottaa havaintojen kanssa yhteensopivia rakennemalleja (1). Vaikka lähtötiedot ovat hyvin vajavaiset ja epävarmat, lopputulokset asettavat kuitenkin reunaehtoja planeettojen koostumuksille ja sille, kuinka suuri osa niiden koostumuksesta on vettä (Kuva 1.). Eräs kiinnostava tapaus on Proxima Centauri b, lähimpänä sijaitseva elinkelpoisen vyöhykkeen kivinen eksoplaneetta. Sen rakenteesta on vettä korkeintaan noin 30% ja luultavimmin vain hyvin vähän, todennäköisimpien lukemien asettuessa alle 10% osuuteen. Vesipitoisuus on siten yhteensopiva maankaltaisen vesipitoisuuden kanssa, muttei takaa edes sitä, että vettä tosiasiallisesti on. Myös veden puute sopii havaintoihin, ja siksi voidaan sanoa varmuudella vain, että Proxima b:n vesipitoisuus ei ole ulkoplaneettakuntamme kuiden ja kääpiöplaneettojen tasoa, eikä vesi ole missään nimessä planeetan koostumuksen pääasiallinen komponentti.

Jotkut toiset planeetat taas vaikuttavat hyvinkin vesipitoisilta. Esimerkin tarjoaa TRAPPIST-1 d, jonka tarkkailu onnistuu ylikulkumenetelmällä ja jonka koko on siten hyvin tarkkaan tiedossa. Sen koostumuksesta suunnilleen 10-20% on vettä, mikä tarkoittaa huomattavasti maata korkeampaa vesipitoisuutta. TRAPPIST-1 d on järjestelmänsä elinkelpoisen vyöhykkeen sisäreunalla, mikä antaa planeetan vetiselle koostumukselle mielenkiintoisen kontekstinsa. Sen vesi voisi muodostaa planeetan pinnalle merkittävän, satojen kilometrien paksuisen globaalin valtameren, joka höyryäisi voimakkaasti vuorovesilukkiutuneen planeetan valoisalla puolella ja jäätyisi pinnaltaan pimeällä puoliskolla. Vesimaailma voisi olla yhteensopiva läpäisyspektroskopian keinoin tehtyjen havaintojen kanssa, koska niiden mukaan kaasukehästä ei näy merkkejä. Se taas tarkoittaa hyvin ohutta tai olematonta kaasukehää tai sitten planeetta on kauttaaltaan pilvikerroksen peitossa Venuksen tapaan, mikä saattaisi olla mahdollista höyryävän valtameren puitteissa.

Tutkittujen planeettojen joukosta löytyy toinenkin hyvin vetinen maailma. Kepler-62 e on järjestelmänsä toiseksi uloin supermaapallo kiertämässä oranssia kääpiötähteä. Sen koostumuksesta peräti 30-50% on vettä, mikä kertoo planeetan olevan suurella todennäköisyydellä muodostunut kauempana ulkoplaneettakunnassa. Se kertoo koko järjestelmän muodostumisesta. Uloimmat planeetat ovat muodostuneet ulkoplaneettakunnan materiasta, mikä on valtaosaltaan vesijäätä, ja muuttaneet tähteään lähemmäksi sisäplaneettojen ollessa todennäköisesti valtaosaltaan kiven ja metallin maailmoja kuten Maakin.

Tulokset ovat kuitenkin kauttaaltaan hyvin epävarmoja. Jokainen tutkituista planeetoista voi olla hyvin vetinen ja koostua globaalista valtamerestä, joka peittää kivistä vaippaa kauttaaltaan. Toisaalta, vain kaksi planeetoista, TRAPPIST-1 d ja Kepler-62 e vaikuttavat suurella todennäköisyydellä vetisiltä maailmoilta. Niidenkin suhteen tuloksissa on edelleen epävarmuuksia, koska mallinnuksessa ei ole huomioitu paksun kaasukehän vaikutusta. Kaasukehä saattaisi saada planeetan näyttämään vetisemmältä kuin se on, jos sen olemassaoloa ei oteta huomioon arvioissa. Tarkemmissa arvioissa voi paljastua, että esimerkiksi Kepler-62 e ei olekaan niin vetinen kuin nyt arvellaan, vaan vastaa koostumukselta jonkinlaista pienikokoista minineptunusta, jolla on suhteellisen paksu kaasukehä.

Mallinnuksessa on muitakin ongelmia, kuten hankaluudet arvioida globaalin vesivaipan alaosaan muodostuvaa eksoottisten kovan paineen jäiden ominaisuuksia. Lisäksi, valtaosa vedestä saattaa olla sekoittuneena kivisen vaipan tai jopa ytimen materiaan ja siten poissa planeetan pinnalta. Se lisää entisestään tulosten epävarmuutta.

Tulosten kiusana ovat myös havaintomenetelmien aiheuttamat vääristymät. Punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen planeetat ovat helpoimmin havaittavissa sekä radiaalinopeusmenetelmällä että ylikulkujensa perusteella. Massiivistempien ja kirkkaampien auringonkaltaisten tähtien planeettoja ei juurikaan tunneta elinkelpoiselta vyöhykkeeltä. Siksi lähes kaikki veden osuuden määritykset (Kuva 1.) on tehty juuri punaisten kääpiöiden planeetoille. Ei kuitenkaan ole mitään keinoa arvioida ovatko planeetat todellisuudessa erityisen vesipitoisia, vain onko kyseessä vain mallinnuksen mukanaan tuoma vääristymä johtuen joistakin tehdyistä oletuksista ja yksinkertaistuksista. Teoriakaan ei tarjoa asiaan apua. Massiivisten planeettojen puute punaisten kääpiöiden järjestelmissä saattaa johtaa vesipitoisen materian tai protoplaneettojen herkempään kulkeutumiseen ulkoplaneettakunnasta elinkelpoiselle vyöhykkeelle. Silloin kyse olisi erityisen vesipitoisesta planeettojen populaatiosta. Asiasta ei kuitenkaan voida saada varmuutta vailla mahdollisuutta verrata auringonkaltaisia tähtiä kiertävien planeettojen vesipitoisuuteen.

Tulokset liittyen vesipitoisuuteen ovat kuitenkin ainakin jossakin määrin rohkaisevia tunnettujen elinkelpoisen vyöhykkeen planeettojen suhteen. Niiden koostumuksesta voi suurikin osa olla vettä, mikä tarjoaa ehdottomasti mahdollisuuden elämän esiintymiselle. Mikään ei kuitenkaan ole varmaa, eikä ole mitään takeita, että edes vesi riittää takaamaan elinkelpoisuutta. Voi olla niin, että punaisten kääpiötähtien elinkelpoisuutta ei rajoita veden määrä, vaan tähtien aktiivisuus. Se voisi hävittää planeettojen kaasukehät ja steriloida niiden pinnat elinkelvottomiksi. Suuria vesimääriä aktiivisuuskaan tuskin riisuisi, joten elinkelpoisuudelle voisi sittenkin jäädä mahdollisuutensa mutta vain pinnan alla. Ja silloin ei ole paljoakaan merkitystä onko planeetta pinnaltaan nestemäisen veden peittämä vai umpijäässä.

---

Missä olet, pieni planeetta?

2.12.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

Auringossa on huomionarvoista se, että sillä ei ole kumppaninaan toista tähteä. Yksinäisyys on tähdille verrattaen yleistä, mutta tähdet syntyvät yleensä yhdessä. Kun tähdeksi tiivistyvä kaasupilvi pyörii liian vinhasti, jotta sen materia voisi romahtaa yhdeksi kappaleeksi oman vetovoimansa vaikutuksesta, tähtiä syntyy useampia. Pilvi fragmentoituu, jakautuen kahteen tai useampaan romahduskeskukseen, joista jokaisesta syntyy uusi tähti. Vaikka tähdistä ei muodostuisikaan kaksois- tai moninkertaisia järjestelmiä, ne joka tapauksessa syntyvät yleisesti joukoittain galaksin tähtienmuodostusalueilla. Aurinkokin sai alkunsa sellaisella alueella, mutta tähtemme kanssa syntyneet muut tähdet planeettoineen ovat jo hajaantuneet ympäri galaksia miljardien vuosien aikana, kun Aurinkokunta on kiertänyt Linnunradan keskusta.

Moninkertaisissa tähtijärjestelmissä planeettojen synty on tähtikumppaneiden rajoittamaa ja säännöstelemää. Soikealla radalla toisiaan kiertävät tähdet häiritsevät voimakkaasti toistensa planeetanmuodostusta, ja sinkauttavat materian ja mahdolliset protoplaneetat herkästi radoiltaan. Silloin planeettojen synty tyrehtyy laajoilla alueilla, joilla yksittäisten tähtien kiertoradoille syntyisi monipuolisia planeettakuntia. Silti, monilla kaksoistähdillä tai moninkertaisilla tähtijärjestelmillä on planeettansa. Niiden muodostuminen ja sallitut kiertoradat riippuvat tähtien rataetäisyyksistä, ratojen muodoista, ja järjestelmän yleisestä kehityshistoriasta. Minkä tahansa järjestelmän historiassa on voinut olla katastrofaalisia vaiheita, joissa koko tähtijärjestelmä on ajautunut kaaokseen ja jotkin tähdistä ovat saattanteet jopa sinkoutua avaruuteen. Tähtien on joka tapauksessa oltava riittävän kaukana toisistaan, jotta niistä toisen tai molempien kiertoradoilla voi olla planeettoja. Tuore planeettakuntalöytö haastaa kuitenkin aiemmat käsitykset siitä, mikä on riittävän kaukana.

Eräs läheisistä TESS -avaruusteleskoopin kohteista on luettelonimellään TOI-2267 tunnettu kaksoistähti. Se koostuu hyvin viileistä punaisista kääpiötähdistä, jotka kiertävät toisiaan arviolta kahdeksan Maan ratasäteen etäisyydellä. Tähdet rinnastuvat ominaisuuksiltaan lähinaapuriimme Proxima Centauriin, ollen hyvin samankaltaisia niin lämpötiloiltaan kuin massoiltaankin, vaikka toinen onkin hiukan Proximaa pienempi ja toinen suurempi. Ne ovat kauttaaltaan hyvin samankaltainen pariskunta, ja pyörivät molemmat vinhasti — pienempi kerran noin 12 tunnissa, kun taas suurempi pyörähtää ympäri kerran vajaassa 17 tunnissa.

Jo aiemmin tähden kirkkauskäyrästä oli havaittu pienenten planeettojen ylikulkujen merkit. Automatisoidut algoritmit vain eivät kyenneet huomioimaan tähden kaksoisluonnetta, mikä ei oikein selviäkään katsomalla ainoastaan TESS -avaruusteleskoopin mittaamaa kirkkautta. TESS:n havainnoista tähtiä ei voi nähdä erillisinä, vaan ne näkyvät yhtenä kohteena, koska koko taivaan kartoittamiseen tarkoitettu teleskooppi ei erota niin lähekkäisiä tähtiä toisistaan. Kyse onkin kaikkein intiimeimmästä tunnetusta tähtiparista, jossa vähintään yhdellä tähdistä on planeettakuntansa (Kuva 1.).

Kaksoistähtijärjestelmän TOI-2267 läheisyys rikkoo ennätyksiä ja pakottaa samalla tarkistamaan aiempia ajatuksia planeettakuntien muodostumisesta. Tiedämme, että tähtikumppanit saavat toistensa protoplanetaariset kiekot häviämään nopeammin kuin yksinäisillä tähdillä, mikä vähentää merkittävästi planeettojen muodostukseen käytettävissä olevaa aikaa. Planeettakuntien on siksi muodostuttava nopeammin kaksoistähtijärjestelmissä, mikä saattaa saada planeetat jäämään pienemmiksi. Tähtikumppanit saavat myös protoplanetaarisen kiekon aineksen valumaan lähemmäksi tähteä ja virtaamaan aina tähden pintaan saakka. Se voi johtaa planeettojen muodostumiseen lyhyemmillä rataetäisyyksillä sekä vähentämään planeettojen syntyyn saatavilla olevan materian määrää, vaikka asiasta ei olekaan vielä konkreettisia havaintoja. Tietokonesimulaatiot kuitenkin paljastavat, että pienten kiviplaneettojen syntyyn tähtikumppanilla ei ehkä sittenkään ole minkäänlaista vaikutusta, ja materiaa riittää mainiosti jopa useiden maankaltaisten kiviplaneettojen muodostumiseen. Kokonaisvaikutukseksi voi jäädä se, että jättiläisplaneettoja ei pääse syntymään ja laaja alue kiertoratoja tähtikumppanin rataetäisyyden ympäristöstä jää vaille planeettoja. Planeettakunnan sisäosissa vaikutukset saattavat jäädä huomattavasti lievemmiksi, ja pienten kiviplaneettojen synty saattaa jopa tehostua, jos materiaa virtaa sisemmäksi planeetanmuodostuksen jo käynnistyttyä.

Vertailu ominaisuuksiltaan vastaavanlaisten tähtien planeettakuntien kanssa paljastaa, että tähden TOI-2267 planeetat eivät ole ainakaan sen pienempiä kuin muuallakaan. Ne vastaavat mainiosti kooltaan esimerkiksi yksinäisen tähden TRAPPIST-1 planeettakunnan kiertolaisia. Kiinnostavia ovat myös kaksikon planeetat. Ne ovat vain 1-2 prosentin etäisyyksillä tähdistään suhteessa Maan ratasäteeseen. Mutta tähdet ovat niin himmeitä, että planeetat sijaitsevat sittenkin vain juuri ja juuri tähtiensä elinkelpoisten vyöhykkeiden sisäreunojen sisäpuolella. Niiden laskennalliset pintalämpötilat ovat karkeasti välillä 100-150 celciusastetta, joten planeettojen elinkelpoisuutta ei voida pitää mahdollisena.

Mutta kumpaa tähdistä planeettat kiertävät? Niiden ominaisuudet paljastavat kiinnostavia yksityiskohtia tähtijärjestelmän luonteesta. Kaksi voimakkainta planeettojen merkeiksi tulkittua signaalia havaitaan 2.28 ja 3.41 päivän jaksoilla vastaten niiden kiertoaikoja tähtensä ympäri. Kolmas, havainnoissa heikommin näkyvä signaali asettuu noin 2.03 päivän ratajaksolle. Kaikki kolme signaalia eivät kuitenkaan voi vastata samaa tähteä kiertäviä planeettoja, koska yhden tähden kiertoradoilla ne olisi pakattu aivan liian tiiviiksi muodostelmaksi. Planeettojen lähiohitukset tekisivät planeettakunnasta nopeasti kaoottisen ja johtaisivat niiden törmäyksiin toisiinsa tai tähteensä — taikka asettumiseen jonkinlaisille väljemmille radoille ja rataetäisyyksille. On perusteltua olettaa, että voimakkaimmat signaalit vastaavat planeettoja kiertämässä suurempaa ja kirkkaampaa tähdistä, koska kulkiessaan suuremman tähden editse ne aiheuttavat helpommin havaittavissa olevan himmenemisen ylikulkunsa aikana. Kolmas planeetoista taas kulkee luultavasti himmeämmän tähden editse.

Ratajaksot antavat asiasta lisää epäsuoraa tietoa. Voimakkaimmat signaalit vastaavat planeettakuntaa, jossa pienet kiviplaneetat kiertävät tähteään resonanssiradoilla, joilla ulompi kiertää tähtensä kahdesti samassa ajassa kuin sisempi suorittaa kolme ratakierrosta. Sellaiset resonanssit ovat hyvin yleisiä, ja auttavat osaltaan vakauttamaan planeettakuntia monenlaisissa planeettakunnissa. Yhden mainion esimerkin resonanssiradoista tarjoaa TRAPPIST-1 -järjestelmä, jossa planeetat muodostavat kokonaisen resonanssiratojen ketjun sisimmästä kiertolaisesta aina uloimpaan asti. Vakaan planeettakunnan voisi saada aikaiseksi myös asettamalla 2.03 ja 3.41 päivän ratajaksojen planeetat kiertoradalle saman tähden ympäri, 2.28 päivän ratajakson planeetan ollessa toisen tähden kiertolaisena. Silloinkin syntyisi mahdollinen resonanssijärjestelmä, mutta resonanssisuhde vastaisi suhdelukua 7:4. Se on huomattavasti harvinaisempi ratajaksojen suhde ja siksi epätodennäköisempi vaihtoehto. Vastaavia suurempien kokonaislukujen suhteita kuitenkin esiintyy jonkin verran, ja jo TRAPPIST-1 planeettakunta tarjoaa esimerkin sellaisesta. Sen uloimmat planeetat kiertävät tähtensä suhdeluvun 8:5 mukaisissa jaksoissa.

Vaikka uusi löytö herättäkin toistaiseksi ihmetystä ja kysymyksiä, koska ei ole täysin selvää kumpaa tähdistä yksittäiset planeetat kiertävät, se kertoo silti osaltaan paljon kaksoistähtien planeettakunnista. Aiempi planeettoja ympärillään pitävien tähtiparien läheisyysennätys oli niin ikään punaisilla kääpiötähdillä järjestelmässä Gliese 896, jossa tähdet ovat noin 32 Maan ratasäteen etäysyydellä. Se on neljä kertaa suurempi etäisyys kuin TOI-2267:n tähtiparilla. Lisätietoa on kuitenkin saatavilla, koska James Webb -avaruusteleskoopin teho riittää erottamaan tähdet toisistaan täysin ja tekemään havaintoja niiden ominaisuuksista toisistaan riippumatta.

Planeetat ovat muutoinkin erittäin kiinnostavia, ja tuloksia niiden lisätutkimuksista kannattaa odottaa. Ne tarjoavat esimerkin yhdestä yleisimmistä planeettakuntatyypeistä, joita maailmankaikkeudesta löytyy. Vastaavanlaisia tunnetaan kaikkialta, mistä vain on voitu tehdä havaintoja suurella tarkkuudella tai missä planeettojen ratataso sattuu tuottamaan niiden ylikulkuja. Ne muistuttavat monella tapaa TRAPPIST-1 -järjestelmän kiviplaneettoja ja havaitseminenkin onnistuu vastaavalla tavalla. Ei silti ole selvää, että edes James Webb -avaruusteleskoopin herkkyys olisi riittävää, jotta kannattaisi koettaa havaita merkkejä planeettojen kaasukehistä. Sellaisia havaintoja kuitenkin kannattaa edes yrittää, koska pienten kiviplaneettojen kaasukehien havaitseminen on yksi parhaista keinoistamme havaita merkkejä elävistä planeetoista kiertämässä lähinaapurustomme tähtiä. Vaikka TOI-2267:n tunnettujen planeettojen elinkepoisuus ei olisikaan mahdollista, nekin voivat auttaa kartoittamaan kaasukehien olemassaolon mahdollisuutta vastaavien kiviplaneettojen ympärillä. Mahdollisuutena on myös etsiä merkkejä ulommista planeetoista, jotka sijaitsisivat suurella todennäköisyydellä tähtien elinkelpoisilla vyöhykkeillä.

---

Kuinka Maa sai alkunsa

13.11.2025 klo 12.44, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Koostumus , Synty ja kehitys

Viimeinen niitti Maan synnylle ja muotoutumiselle sellaiseksi, jona sen tunnemme, saapui noin 4.4 miljardia vuotta sitten arviolta marsinkokoisen planeetta-alkion törmätessä maailmaamme. Maa muuttui hetkessä kosmiseksi laavapalloksi törmäysenergian höyrystettyä sen ylimpiä kerroksia samalla, kun valtavasti kuoren ja vaipan materiaa sinkautui kiertoradalle. Törmääjä jätti osan massastaan Maalle, sulauttaen sen Maan vaippaan ja ytimeen asti. Suuri osa kuitenkin päätyi Maan kiertoradalle. Materian kiertäessä nuorta Maata, vetovoima teki lopulta tehtävänsä, ja se kasautui suureksi Kuuksi. Vastaavaa ei tunneta muilta kiviplaneetoilta, eikä ole selvää kuinka yleisiä suuret kuut ovat eksoplaneettakunnissa. Saimme Maan pyörähdysakselia vakauttavan ja pyörimistä hidastavan Kuun. Planeettamme verrattaen vakaa ilmasto ja päivän pituus ovat tavallaan kosmisen kolarin seurausta. Ja saimme Kuun mukana voimakkaat vuorovedet. Ne ovat saattaneet olla merkittävässä roolissa jopa elämän synnyn suhteen, joten Kuun muodostuminen on saattanut olla kriittinen tapahtuma jopa olemassaolollemme.

Planeettamme koki kovia ennen muotoutumistaan nykyiselleen, elinkelpoiseksi maailmaksi. Kuun synty viimeisteli sen luonteen, mutta se oli sittenkin vain eräänlainen planeettamme muodostumisen päätepiste. Kirsikka kakun päällä. Maa ei olisi aivan samanlainen ilman kuutaan, mutta merkittävimmät tapahtumat olivat jo sattuneet varhaisemmassa historiassa. Emme kuitenkaan tunne tapahtumien kulkua aivan tarkkaan, koska emme voi rakentaa edes supertietokoneillamme planeettojen synnyn simulaatiota, jossa asiat tapahtuisivat täsmälleen kuin Aurinkokunnan varhaisvaiheissa. On useita vaihtoehtoisia, kilpailevia ajatuksia siitä, miten Aurinkokunnan kiviplaneetat oikeastaan saivat alkunsa. Aurinkokunnat voivat muodostua monella tapaa.

Planeettakunnan synnyssä kestää miljoonia vuosia. Sellaisessa aikaskaalassa ihmiselle hitailta vaikuttavat tapahtumatkin sattuvat lukemattomia kertoja. Maapallon kasvu pienemmistä kappaleista, alkaen aina mitättömistä pölyhiukkasista, on yksi sellainen miljoonia vuosi kestävä tapahtumasarja. Sellainen kasvu on kuitenkin vääjäämätöntä. Auringon ympärille jääneen kaasu- ja pölykiekon sisuksissa materiapaakut kasvavat yhtä automaattisesti kuin virtaava vesi valuu alaspäin ja kivi painuu vedenpohjaan. Luonnonlait määrävät niin. Ei ole muutakaan vaihtoehtoa.

Mutta mikä sai planeettakuntamme muodostumaan juuri sellaiseksi, jona sen havaitsemme? On kotiplaneettamme Maa, joka kiertää Aurinkoa aivan elinkelpoisen vyöhykkeen sisäreunan tuntumassa. Maa on vain juuri ja juuri niin viileä, että elämää voi esiintyä sen pinnalla. Läheisellä radalla hiukan lähempänä Aurinkoa Venus on aivan liian kuuma elämän esiintymiselle, vaikka onkin koostumukseltaan hyvinkin tarkkaan maankaltainen. Mars puolestaan on kauempana Auringosta liian viileä nestemäisen veden esiintymiselle ja massaltaan muutoinkin niin pieni, että sen kasvulla on ollut merkittäviä rajoitteita planeettojen muodostuessa. Samoin on asian laita Merkuriuksen suhteen, jonka muodostumiseen sisimpänä planeettana osallistui poikkeuksellisen suuri osuus raskaita metalleja. Planeettojen ja niiden ratojen ominaisuuksia voi pitää yksittäisinä havaintopisteinä siitä prosessista, joka ne synnytti. Meillä on siten neljä konkreettista mittauspistettä tarjoamassa ikkunan Aurinkokunnan syntyyn. Saamme kuitenkin arvokasta lisätietoa katsomalla mitä Aurinkokunnassa ei ole.

Neljän kiviplanetan lisäksi voimme havaita muitakin yleisiä asioita, jotka Aurinkokunnan muodostumista kuvaavan mallin tulisi kyetä selittämään. Kiviplaneettoja on vain neljä, ei yhtään enempää, ja niiden yhteenlaskettu massa on noin kaksi Maan massaa. Sisäplaneettakuntaan mahtuu Marsin radan ulkopuolella myös asteroidivyöhyke, jonka yhteenlaskettu massa on vain noin promillen Maan massasta. Sen kappaleista suurin, kääpiöplaneetta Ceres, on merkittävästi Kuuta pienempi.

Asteroidien koostumukseen liittyy eräs merkittävä yksityiskohta. Sisempänä ne koostuvat lähes kauttaaltaan kivestä mutta ulompana merkittävä osa niiden koostumuksesta on jäätä. Siksi vaikuttaa selvältä, että asteroidivyöhykkeelle on päätynyt materiaa niin sisäplaneettakunnasta, josta vesi oli haihtunut Auringon lämmön vuoksi, kuin ulkoplaneettakunnastakin, jossa vesijää osallistui kappaleiden muodostumiseen kasautumalla.

Aurinkokuntaan ei koskaan syntynyt supermaapalloja, joita muissa planeettakunnissa on yleisesti. Sisäplaneettakunnassa ei myöskään ole suurempia minineptunuksia, ja Jupiter ja Saturnus partioivat ulkoplaneettakuntaa radoillaan lumirajan takana, jossa Auringon säteily ei riitä höyrystämään jäänä esiintyvää vettä kaasuksi. Yksityiskohdat eivät ole vain sattumuksia, vaan seurausta planeettakuntamme syntymekanismeista. Niitä mekanismeja on puolestaan mahdollista mallintaa ja malleja testata tietokonesimulaatioilla, joilla pyritään katsomaan minkälaisia aurinkokuntia mallilla saadaan aikaiseksi.

Perinteisissä malleissa Aurinkokunnan syntyä on pidetty hyvin suoravivaisena. Planeettoja syntyi sisäplaneettakunnassa niin monta kuin mihin riitti materiaa, ja Jupiterin vetovoima siivosi ratansa lähettyviltä materiaa pois estäen planeetan synnyn asteroidivyöhykkeelle. Kaikki alkoi pölyn kasautuessa aina vain suuremmiksi kappaleiksi. Pöly vajosi Aurinkoa ympäröineen kertymäkiekon tasoon kaasun kitkan vuoksi, ja hiukkaset liimautuivat aina vain suuremmiksi. Kasautumista ei voinut enää pysäyttää mikään. Kappaleet kasvoivat keskimäärin aina vain suuremmiksi, vaikka niiden törmäyksissä nähtiinkin myös ajoittaista pirstoutumista. Jupiter ja Saturnus tulivat valmiiksi ensimmäisinä, koska saivat vesijäästä runsaasti lisää materiaa kasvuunsa. Ne olivat valmiita jo noin parissa miljoonassa vuodessa. Maan ja muiden kiviplaneettojen kasvu kuitenkin kesti paljon kauemmin, koska sisäplaneettakuntaan mahtui paljon vähemmän materiaa. Maan kasvussa kestikin 50-100 miljoonaa vuotta, päättyen Kuun muodostaneeseen suunnattomaan protoplaneettojen törmäykseen. Mars muotoutui nykyiselleen jo kymmeniä miljoonia vuosia Maata ennen. Se otti siksi varaslähdön kehitykseensä nykyiselleen.

Oleellista on ero planeettojen i’issä. Jupiter ja Saturnut syntyivät varhain, ja vaikuttivat vetovoimillaan kaikkeen muuhun materiaan Auringon kiertoradalla. Siksi ne partioivat lähes alusta alkaen kapelimestareina, muiden planeettojen syntyprosessin tahdittajina. Perinteisesti kaasujättiläisten huomiointi jää kuitenkin vajaaksi, mikä johtaa simulaatiomalleihin, joissa Mars kasvaa saman kokoiseksi kuin Maa. Sen ei pitäisi olla mahdollista, koska Marsin massa on vain kymmenyksen Maan massasta. Mars siis kiertää Aurinkoa radallaan autuaan tietämättömänä siitä, että se on aivan liian pieni. Tämä pienen Marsin ongelma on kuitenkin pyritty ratkaisemaan tieteellisesti, tarkistamalla olisiko syntyprosessin yksiytyiskohdista tehdyissä oletuksissa jotakin pielessä.

Pohjimmiltaan ongelma on siinä, että läheisille radoille syntyvät planeetat tapaavat olla massaltaan hyvin samanlaisia. Se johtuu taustaoletuksesta, jonka mukaan materian tiheys laskee tasaisesti siirryttäessä kauemmaksi tähdestä mutta samalla kiertoradan pituus kasvaa, jolloin kiertoradan lähetyvillä rakennusmateriaaliksi saatavilla oleva kokonaismassa ei muutu paljoakaan. Jos planeetat syntyvät suunnilleen samalla etäisyydellä, niistä tulee suunnilleen samankokoisia — aivan kuten Maasta ja Venuksesta. Jokin mekanismi on kuitenkin varastanut materiaa Marsin radan tienoilta ja muodostunut planeetta jäi paljon pienemmäksi. Vaihtoehtoisesti materiaa oli alueella alkujaankin paljon vähemmän. Sama ongelma heijastuu asteroidivyöhykkeen massaan, joka on vain noin tuhannesosan Maan massasta. Senkin alueella ainesta pitäisi olla paljon enemmän. Tietokonesimulaatiot tuottavat tyypillisesti asteroidivyöhykkeelle jopa useita marsinkokoisia planeettoja. Malli on siten useiden planeettojen verran pielessä. Sitä voidaan kuitenkin parantaa monella tapaa.

Kevyen asteroidivyöhykkeen malli

Asteroidivyöhykkeen keveyden voi tietenkin selittää se, että sen alueella oli alkujaankin paljon matalampi materiatiheys kuin sisempänä. Jos myös Marsin radan alueella materiatiheys oli huomattavasti matalampaa, Mars jäi Maata ja Venusta pienemmäksi luonnollisista syistä — siksi, ettei muitakaan mahdollisuuksia ollut. Ehkäpä materiaa oli liian vähän, jotta se olisi voinut koskaan kasvaa merkittävästi suuremmaksi. Sisäplaneettojen synty on voinut olla ylipäätään mahdollista vain kapean, Maan ja Venuksen nykyisten ratojen välimaastoon sijoittuneen materiarenkaan alueella. Sellaiseen tilanteeseen voidaan päätyä, jos Aurinkoa ympäröivässä protoplanetaarisessa materiakiekossa on ollut vakaita tiheysaaltorakenteita, joita voimistaa tai heikentää Auringon säteily. Säteilyn määrä ja siten lämpötila vaikuttavat siihen, mitkä molekyylit ja alkuaineet voivat olla kiinteinä aineina muodostamassa pölyhiukkasia ja siksi planeettojen syntyyn käytettävissä olevan materian tiheydessä on merkittäviä eroja eri etäisyyksillä tähdestä.

Marsin muodostumisen rengasmainen planeettojensyntyalue selittää varsin mainiosti. Se syntyi Maan ja Venuksen lähellä mutta renkaan ulkoreunan materiasta, mikä hidasti sen kasvua. Venus ja Maa kasvoivat nopeammin ja niiden vetovoima heilautti lopulta Marsin radallaan ulommaksi, missä sen kasvu pysähtyi ja planeetta tuli valmiiksi. Vastaava kehityskulku olisi siten sattunut myös Merkuriukselle, mutta renkaan sisäreunalla.

Jos materian tiheydessä oli merkittäviä eroja, astroidivyöhykkeen alueella on saattanut olla vain juuri sen verran pölyä, että se kasautui miljooniksi pienikokoisiksi asteroideksi vyöhykkeen alueella. Sen jälkeen mitään ei tapahtunut, koska mitään ei voinut tapahtua. Ceres ja Vesta keräsivät itseensä valtaosan materiasta, mutta niidenkään vetovoima ei riitä puhdistamaan ratojensa aluetta pienemmistä kappaleista. Siksi kutsumme Ceresiä kääpiöplaneetaksi ja Vestaa vain suurikokoiseksi asteroidiksi, vaikka se onkin niin suuri, että on muotoutunut lähes pallomaiseksi oman vetovoimansa ansiosta.

Eräs rengasmaisten tiheysaaltojen mukanaan tuoma mahdollisuus on siinä, että asteroidivyöhykkeen alueella on ehkä ollut pölyä niin vähän, että merkittävää pölyn kasautumista ja protopalneettojen syntyä ei koskaan tapahtunut. Silloin asteroidivyöhyke on voinut muodostua toisella tapaa. Sisäplaneettojen synnyn aikoihin Mars tuskin oli ainoa kappale, joka sai lisää liike-energiaa ja päätyi ulommalle radalle. Ehkäpä runsaasti pienempiä kappaleita sai samaten sysäyksen siirtyä Marsin ja Jupiterin ratojen väliselle alueelle, josta mikään voima ei ole niitä sittemmin voinut poistaa. Kiviset asteroidit olisivat siten peräisin kiviplaneettojen syntyalueelta. Vastaavalla tavalla, jäiset asteroidit ovat saattaneet saada alkunsa jättiläisplaneettojen ytimet synnyttäneen toisen renkaan alueella. Sieltä pieni osa pikkukappaleista olisi voinut sinkautua asteroidivyöhykkeen kappaleiksi jättiläisplaneettojen muokattua vetovoimillaan niiden ratoja. Malli sopii mainiosti havaintoihin ja selittää erot asteroidien koostumuksessa sisempänä ja ulompana.

Ainoana heikkoutena voidaan pitää oletusta renkaista. Jos planeettojen synty ei ollutkaan rajoittunutta vain kapeille rengasmaisille alueille, tarvitaan sisäplaneettakunnankin rakenteelle toinen selitysmalli.

Kivenmurikat kasvattajina -malli

Perinteinen ajatus siitä, että planeetat kasvavat lähtien toisiinsa takertuvista pölyhiukkasista ja päätyen protoplaneettoihin, joiden törmäykset keskenään viimeistelevät planeettojen koon ja koostumuksen, sisältää oletuksena kappaleiden pysymisen radoillaan suunnilleen paikallaan. Jos kappaleet alkavat liikkua planeettakunnassa sisemmäksi tai ulommaksi vasta kokiessaan toistensa vetovoimavaikutukset, syntyy sisäplaneettakuntiin liki varmuudella kokoelma protoplaneettoja, joiden koko ja koostumus riippuvat niiden synnyinetäisyydestään. Mutta oletus siitä, että pienet kappaleet, kivenmurikoista protoplaneettoihin, eivät kokisi muutoksia ratoihinsa, on perusteeton. Me tiedämme, että ne liikkuvat, ja kaasuplaneettojen parinkymmenen maapallon massaisten ydinten nopea kasvu on lähes varmuudella todisteena murikoiden liikkeestä.

Kun materia kasvaa mukuloiksi, murikoiksi ja lohkareiksi, ja sittemmin aina kilometrien ja satojen kilometrien kokoisiksi kappaleiksi, se on paljolti tähden kertymäkiekon sisällä. Kaasu tuottaa kitkavoimia, mutta tiheysaallotkin aiheuttavat materian valumista kohti tähteä. Kappaleet liikkuvat radoillaan tähden ympäri, mutta ne menettävät liike-energiaansa ja vajoavat lähemmäs tähteä. Jos sitä tapahtuu samaan aikaan, kun kappaleet kasvavat suuremmiksi, muodostuu suurin planeetta sisimmäksi, seuraavien jäädessä pienemmiksi, koska syntyvien murikoiden määrä putoaa ajan myötä.

Malli sopii Aurinkokuntaan pienin poikkeuksin. Jos Venus syntyi ensin liikkuvien murikoiden kasautuessa sen materiaksi, seuraavat planeetat jäivät sitä pienemmiksi. Mutta Maa on Venusta suurempi, joten eikö malli pidäkään paikkaansa? Ristiriita on näennäinen, koska Maa muotoutui nykyiselleen vasta Venuksen synnyttyä kahdesta protoplaneetasta, joista toinen oli Marsin kokoinen ja toinen Venusta pienempi. Oli siis Venus, proto-maa, ja kaksi marsinkokoista pienempää protoplaneettaa, joista toinen muotoutui Marsiksi ja toinen muodosti törmäyksessä kuumme. Merkurius jää selitysmallissa hiukan irralliseksi, mutta sen on koostumukseltaan täysin muista kiviplaneetoista poikkeava massiivisella rautaytimellään. Ehkäpä Merkurius syntyikin sisemmällä muista erillään, huomattavasti raskaammista metallleista koostuvasta materiasta.

Koko mallissa on taustalla parikin oletusta. Yksi oletus on, että kivenmurikat muodostuivat eri etäisyydellä Auringosta kuin mihin ne muuttivat. Niitä kuitenkin syntyi pitkiä aikoja, mikä sai planeettoja syntymään kokonaisen joukon. Jos murikat saivat alkunsa Marsin radan tienoilla ja hiukan sen ulkopuolella, niistä massiivisin alkoi nopeasti keräämään pienempiä itseensä. Kasvaessaan suuremmaksi, se alkoi myös valua lähemmäs Aurinkoa. Liike jätti murikoiden kasvualueelle tilaa, ja sai taas suurimmat murikat kasvamaan jatkaen prosessia.

Malli sopii mainiosti kiviplaneettojen ominaisuuksiin, mutta jättää arvailujen varaan asteroidivyöhykkeen synnyn. Vaikka mikään ei tietenkään estä ottamasta mukaan komponentteja eri selitysmalleista, tutkijat vain aniharvoin uskovat ainuttakaan monimutkaisempaa mallia, jos yksinkertaisempi riittää kuvaamaan havaintoja.

Muuttovoittoalueen malli

Kolmas ajatus sisältää myöskin ajatuksia protoplaneettojen ja muiden suurimpien kappaleiden muuttoliikkeestä. Se tuo kuitenkin mukanaan yhden lisätekijän. Koska muuttoliikettä voi tapahtua eri mekanismein sisemmäksi ja ulommaksi, on hyvinkin mahdollista, että jossakin sisäplaneettakunnan alueella on muuttovoittoalue, jonne kappaleet valuvat ulommilta ja sisemmiltä radoilta.

Malliin sisältyy ajatus muuttovoittoalueesta sunnilleen Maan radan etäisyydellä Auringosta. Silloin massiivisimmat planeetat päätyisivät alueen keskelle pienempien jäädessä reuna-alueille. Se sopii mainiosti yhteen Aurinkokunnan kiviplaneettojen massojen ja ratojen kanssa. Mallia tukee se tosiasia, että Maa ja Venus ovat lähes niin lähellä toisiaan radoillaan kuin ne voivat olla. Venus kiertää Auringon karkeasti kahdessa kolmasosassa siitä ajasta, joka Maalla kuluu ratakierrokseen. Se suhde vastaa eksoplaneettakunnissakin tyypillistä planeettojen tiheää pakkautumista mahdollisimman läheisille radoille. Ratajaksojen suhteena 3:2 on yksinkertaisemman suhteen 2:1 ohella yleisimpiä planeettakuntien arkkitehtuurien ominaisuuksia. Vaikka planeettoja tunnetaan läheisemmilläkin suhdeluvuilla, vaikuttaa joka tapauksessa siltä, että Maa ja Venus ovat kutakuinkin niin lähellä toisiaan kuin vain mahdollista.

Muuttovoittoalueen malli ei ole vailla ongelmia. Ei ole toistaiseksi todistusaineistoa siitä, että sisäplaneettakunnassa on tosiaan ollut muuttovoittoalue, jonka lähettyville planeettojen synty olisi rajoittunut. Ja jos sellainen onkin ollut, ei ole todisteita, että se olisi ollut juuri Maan radan etäisyydellä Auringosta — ellei siis todisteeksi lasketa planeettojen tunnettuja rataetäisyyksiä.

Jättiläisplaneettojen vierailun malli

Jos planeetat voivat muuttaa, se mahdollisuus koskee myös kaasujättiläisiä. Jättiläisplaneettojen muuttoliike taas vastaa melkoista kosmista flipperiä, koska niiden valtaisa vetovoima puhdistaa niiden ratojen ympäristöt muista kappaleista lähes kokonaan hyvin lyhyissä aikaskaaloissa. Tiedämme kuitenkin kaasuplaneettojen muuttoliikkeen olevan yleistä (katso myös osat kaksi ja kolme) ja Jupiterin ja Saturnuksen liikkuneen menneisyydessä. Ne eivät syntyneet niillä sijoillaan, jolla ne kiertävät Aurinkoa. Planeetat saivat alkunsa noin 10 maan radasäteen etäisyydellä, ehkäpä juuri paikallisten kivi- ja jäämurikoiden muuttoliikkeen seurauksena.

On joka tapauksessa selvää, että Jupiter syntyi ensin. Synnyttyään, se keräsi nopeasti kaasua itseensä ja muodosti valtavan aukon protoplanetaarisen kiekon ainekseen estäen materiaa virtaamasta ratansa ulkopuolelta sen sisäpuolelle tai päin vastoin. Se taas sai Jupiterin menettämään liike-energiaansa ja vajoamaan sisemmäksi, kohti Aurinkoa. Ei ole lainkaan selvää kuinka pitkälle sisäplaneettakuntaan Jupiter matkasi, mutta on mahdollista, että se saavutti Marsin nykyisen radan ja hivuttautui vielä sitäkin hiukan sisemmäksi. Samalla se jyräsi tieltään kaiken materian asteroidivyöhykkeellä ja heitti radoiltaan vieläpä valtaosan siitäkin materiasta, joka oli korvamerkitty Marsin muodostumiseen. Siksi Mars jäi pieneksi.

Jupiter ei kuitenkaan jäänyt sisäplaneettakuntaan, vaan meidän onneksemme syntyi toinenkin jättiläisplaneetta. Maa ei olisi ehkä koskaan syntynyt, jos Saturnusta ei olisi. Syy on siinä, että Saturnus muutti synnyttyään Jupiterin perässä lähemmäs Aurinkoa, ja sai sen kiinni rataresonanssiin sisäplaneettakunnassa. Jos Saturnus olisi myöhästynyt hiukankin, Maan ja Venuksen muodostumiseen ei olisi riittänyt materiaa ja Jupiteria ei ehkä olisi ehditty pysäyttää, vaan se olisi päätynyt kuumaksi Jupiteriksi. Saturnus kuitenkin saapui, ja sen massa riitti Jupiterin muuttoliikkeen kääntämiseen. Saturnuksen resonanssirata muutti muuttoliikkeen suuntaa, ja parivaljakko palasi ulkoplaneettakuntaan suunnilleen nykyisille paikoilleen. Sisäplaneettakunta oli kuitenkin kokenut peruuttamattoman muutoksen.

Asteroidivyöhykkeen alueen materia oli mennyttä ja Marsin kasvuun ei ollut jäljellä enää kuin kymmenys alkuperäisestä massasta. Lopputuloksena oli nykyisenkaltainen planeettakuntamme. Vierailu vei ehkä jopa pois niin paljon massaa, että Maa ja Venus eivät päätyneet supermaapalloiksi, jotka ovat maailmankaikkeuden tyypillisimpiä planeettoja.

Mallilla on haasteenaan eräs kriittinen reunaehto. Jotta jättiläisplaneettojen pari voisi muuttaa ulospäin rataresonanssiensa avulla liikkuessaan keskellä protoplanetaarista kaasun ja pölyn kiekkoa, niiden massojen suhteen on oltava sisemmän eduksi kertoimella 2-4. Jupiterin ja Satrurnuksen nykyiset massat vastaavat suhdelukua 3.3 mutta ei ole selvää, että se olisi ollut sallituissa rajoissa aikakautena, jolloin oletamme muuttoliikkeen tapahtuneen ja planeetat olivat vielä kasvuvaiheessa. Malli vaatii siksi taustalleen vahvistusta, mutta henkilökohtainen näkemykseni on, että sitä tukee merkittävästi myös Aurinkokunnan tunnettu supermaapallojen puute. Supermaapalloja nimittäin syntyy aivan kaikkialle, kaikenlaisten tähtien kiertoradoille. Sekin on selitettävä Aurinkokunnan syntyprosessien avulla, ja jättiläisplaneettojen vierailu sisäplaneettakunnassa tarjoaa siihen mainion vaihtoehdon.

Varhaisen kaaoksen malli

Viideskin malli liittyy jättiläisplaneettoihin, mutta vain hiukan vähemmän dramaattisella tavalla. Ei ole varmaa, että Jupiter koskaan vieraili syvällä sisäplaneettakunnassa, vaikka se onkin yksi mahdollinen vaihtoehto. Jupiter ja Saturnut ovat kuitenkin vuorovaikuttaneet keskenään merkittävillä tavoilla, ja se on saattanut johtaa kakoottisiin vetovoimavaikutuksiin.

Kun kaasuplaneetat olivat haalineet itselleen paksut vedystä ja heliumista koostuvat vaippansa, niiden kasvun pysäytti protoplanetaarisen kiekon sisältämän kaasun karkaaminen avaruuteen käynnistyneen nuoren Auringon tähtituulen vaikutuksesta. Kaasu oli tiessään ja sen liikettä vaimentavat vaikutukset olivat poissa, mutta ne olivat radoillaan lähempänä toisiaan kuin nykyään. Siinä tilanteessa planeettojen keskinäiset vetovoimat saattoivat jokaisella lähiohituksella pumpata niiden ratoja soikeammiksi. On esitetty, että Aurinkokunnassa oli videskin kaasuplaneetta, suunnilleen neptunuksenkokoinen jääjättiläinen, mutta planeettojen ratojen muututtua soikeammiksi se koki merkittäviä lähiohituksia, jotka sinkosivat sen ulos Aurinkokunnasta. Jäljelle jäivät ulkoplaneettakunnan Neptunus ja Uranus niille radoille, joilta ne nykyisellään tunnemme.

Kaaoksella oli vaikutuksensa myös Jupiteriin ja Saturnukseen. Saturnus karkasi hiukan ulommaksi, jossa sen ja Jupiterin vetovoimat eivät enää kyenneet häiritsemään merkittävästi toistensa ratoja. Jupiterin radan heilahtelut puolestaan saivat sen siivoamaan asteroidivyöhykkeen ja Marsin radan alueetta protoplaneetoista ja pienemmistä kappaleista niin tehokkaasti, että Marsin kasvu jäi vajaaksi ja asteroidivyöhykkeen alueella ei ollut enää riittävästi materiaa planeettojen muodostumista varten. Maan ja Venuksen ratojen alueelle kaaoksen vaikutukset eivät onneksemme ulottuneet, joten ne saivat kasvaa rauhassa nykyisenkaltaisiksi maailmoikseen.

Mallissa on parasta sen kyky tuottaa samalla kertaa niin sisä- kuin ulkoplaneettakuntakin havaintojen kanssa yhteensopivalla tavalla. Tarvitaan vain oletus yhdeksännestä planeetasta, joka olisi poistunut järjestelmästämme ratakaaoksen seurauksena. Sellainen oletus ei ole alkuunkaan epärealistinen, koska Aurinkokunnan ulko-osissa oli hyvinkin riittävästi materiaa yhden ylimääräisen jääjättiläisen syntyyn.

---

Vaikka mallit kuvaavat sisäplaneettakunnan ja siten Maan muodostumisen hyvinkin toisistaan poikkeavilla tavoilla, ne ovat toistaiseksi hyvin menestyksekkäitä Aurinkokunnan historian kuvauksia. Ongelmana vain on, ettemme tiedä mikä niistä on oikea. Vaikka varhaisen kaaoksen mallia pidetään ehkäpä kaikkein vahvimpana selityksenä, sen varmentaminen on hankalaa ja vaatii käytännössä jonkinlaista havaintomateriaalia, jonka avulla muiden mallien selitysvoima heikkenee ja ne muuttuvat epätodennäköisemmiksi.

Todellisuus voi kuitenkin olla paljon monipuolisempi. Ehkäpä jokainen malleilla kuvatuista prosesseista oli ainakin jonkinlaisessa roolissa Aurinkokunnan synnyn aikoihin, ja lopputulos on siksi jonkinlainen eri mekanismien yhdessä orkestroima lopputulos. Asian selvittämiseksi tarvitaan lisää tietoa Aurinkokunnan kappaleiden liikeratojen havainnoista, iänmäärityksistä ja tietokonesimulaatioista. Lisänä voidaan käyttää tunnettujen eksoplaneettakuntien lainalaisuuksia. Samat luonnonlait, joiden seurauksena Aurinkokunnasta tuli meille tuttu maailmojen kokoelma, ovat vastuussa myös eksoplaneettakuntien synnystä. Olemme siksi jälleen kerran tilanteessa, jossa on havaittava kaukaisia planeettakuntia voidaksemme ymmärtää syvällisemmin omaamme, sen muodostumista, kehitystä ja historiaa.

---

Kirjoitukseen innoitti yhdysvaltalaisen astrofyysikon Sean Raymondin mainio blogi useine kiinnostavine teksteineen.

---

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.

---

Universumin havaitsijat

21.10.2025 klo 11.46, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Eksoplaneetat ovat hyvin tavallisia. Niitä syntyy herkästi kaikkialle ja niitä löytyy runsain mitoin likimain kaikkien tähtien kiertoradoilta, sekä sen lisäksi vielä tähtienvälisestä avaruudestakin. Niiden potentiaalinen elinkelpoisuuskin on erittäin yleistä. Auringon lähinaapurustossa on karkeasti luokkaa yksi elinkelpoisen vyöhykkeen planeetta tähteä kohti. Katsoessamme Aurinkokuntaa tarkemmin, olemme lisäksi oppineet huomaamaan aliarvioineemme sen, kuinka monta elinkelpoista maailmaa yhteen planeettakuntaan mahtuu.

Emme enää pidä Marsia edottoman elottomana kiviplaneettana, vaan planeettatutkijat ovat ryhtyneet puhumaan sen muinaisesta elämästä täysin varteenotettavana hypoteesina. Silloin sen elämä olisi voinut pintaolosuhteiden kuivuessa vain paeta planeetan pinnan alle, kuorikerroksen sisään, jossa on runsain mitoin vettä ja jossa Maapallollakin, jalkojemme alla, kukoistaa suunnaton biosfääri. Vastaavanlaisia aavistuksia on alkanut pulpahdella pintaan Venuksen suhteen. Venuksella on Marsin tapaan kostea menneisyys, mutta vaikka sen pinta on nykyisellään tappavan kuuma kaikelle kuviteltavissa olevalle elämälle, tilanne on toinen sen ikuisessa pilvikerroksessa. Pilvissä on vettä, ja ne saattaisivat periaatteessa tarjota jopa elinympäristön pisaroissa elämiseen sopeutuneille mikrobeille. Elämästä ei ole havaittu merkkejä, mutta on selvää, että Aurinkokunta ei ole yksittäisen elinkelpoisen planeetan varassa. Elämällä on mahdollisuutensa huomattavasti laajemmalti.

Myös lukuisat Aurinkokunnan jäiset kuut piilottelevat kuorensa alla nestemäisten valtamerten saaristoa. Viimeisimpänä olemme saaneet tietoa valtameristä Saturnuksen kuun Mimasin sekä Uranuksen kuun Arielin jääkuorien alla. Tiedot viittaavat jäänalaisten valtamerten suunnattomaan yleisyyteen maailmankaikkeudessa, mikä tarjoaa elämälle ainutlaatuiset mahdollisuudet. Elinkelpoisen vyöhykkeen määrittelyssä tulisikin ottaa huomioon huomattavasti nykyistä laajempi olosuhteiden kirjo. On selvää, että pelkkä pinnalla virtaava vesi ei riitä tuottamaan sitä monipuolista maailmojen joukkoa, joka kykenee periaatteessa elämän ylläpitoon.

Kuitenkin, Maan elämä on erityisasemassa, koska ymmärtääksemme vain se kykenee tuottamaan ja ylläpitämään maailmankaikkeuden havaitsemiseen pystyviä lajeja. Teknisten, teleskooppeja ja avaruusraketteja rakentavien sivilisaatioiden kehittyminen ei ole mahdollista planeetan tai kuun pinnan alla, eikä edes monisoluisen elämän selviäminen ole varmaa sellaisissa olosuhteissa. Mutta jos planeettoja on sittenkin riittämiin, ja niiden elinkelpoisuus on yleistä, voimmeko päätellä millään lailla mistä merkkejä toisista teknisistä sivilisaatioista kannattaa etsiä? Britannialainen astronomi David Kipping on jälleen keksinyt uuden ilmiselvän tavan tehdä päätelmiä. Tavallaan ainakin.

---

Sivuutamme helposti sen tosiasian, että taivaamme on sininen. Aurinko säteilee laajan spektrin säteilyä, joka kattaa koko näkyvän valon aallonpituuskaistan. Kyse ei tietenkään ole sattumasta, vaan siitä yksinkertaisesta tosiasiasta, että planeettamme pinnalla vallitsevien valaistusolosuhteiden mahdollisimman laaja hyödyntäminen on tarjonnut sen pinnan asukkaille evolutiivista etua. Siksi näemme värejä punaisesta siniseen, ja osaamme erottaa kaikki sateenkaaren värit siinä välillä trikromaattiseen näköaistimukseen kykenevien silmiemme avulla. Erotamme taivaan sinisen värin, koska silmämme ovat erikoistuneet siihen. Niin ei kuitenkaan olisi, jos Aurinko ei vapauttaisi sinistä valoa. Punaisten kääpiötähtien planeetoilla tähden valossa ei ole sinistä tai keltaista komponenttia, ja silmiemme havaittavana olisi siksi vain punaisen värin eri sävyt. Kyse ei ole kovinkaan ihmeellisestä asiasta ennen kuin muistaa, että punaisia kääpiöitä on ylivoimainen valtaoisa kaikista tähdistä ja suurin osa, ehkäpä jopa 95% kaikista elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista on niiden järjestelmissä. On siksi perusteltua kysyä olemmeko sattumalta sinisen taivaan maailmassa, vai onko taustalla jotakin syvällisempiä lainalaisuuksia?

Kipping nimesi aiemmin asian punaisen taivaan paradoksiksi. Jos taivaamme ei ole punainen, tekeekö jokin fysikaalinen mekanismi punaisen taivaan verrattoman yleisistä planeetoista heikompia kasvualustoja elämälle ja erityisesti kompleksiselle, teknisiä sivilisaatioita kehittävälle elämälle?

On kuitenkin toinenkin näkökulma. Maailmankaikkeudessamme on meneillään tähtien aikakausi. Kyse on valtaisan pitkästä ajanjaksosta, joka alkoi kauan sitten ja joka jatkuu suorastaan häkellyttävän pitkälle tulevaisuuteen, noin kymmenentuhannenmiljardin vuoden päähän. Tähdet loistavat valoa universumimme galakseissa kauan sen jälkeen, kun niiden muodostuminen on jo hiipunut ja uusia ei enää synny. Syynä siihen on tähtien pitkä elinikä. Auringonkaltaiset keltaiset tähdet loistavat noin kymmenen miljardin vuoden ajan, mutta punaiset kääpiötähdet vapauttavat valoa peräti tuhat kertaa kauemmin. Ne polttavat ytimiensä vetyä heliumiksi säästöliekillä ja elävät siksi pitkään. Punaisen taivaan maailmoja on siksi saatavilla niin nuoressa maailmankaikkeudessa kuin suunnattomien aikakausienkin jälkeen. Niitä on maailmankaikkeudessa vielä silloinkin, kun kaikki keltainen valo on jo kadonnut. Me emme kuitenkaan ole syntyneet vanhaan maailmankaikkeuteen, vaan sen nuoreen versioon, jossa keltaista valoa ja sitä säteileviä tähtiä on olemassa. Se laajentaa punaisen taivaan paradoksia kosmisiin mittasuhteisiin.

Jos kaikki mahdollisuudet olisivat tasan, olisi universumin havainnointiin kykenevä sivilisaatio voinut syntyä milloin tahansa niiden aikarajoitteiden puitteissa, jona maailmankaikkeudessa on vedyn fuusioon kykeneviä tavallisia tähtiä. Vaan niin ei käynyt. Synnyimme sinä epätodennäköisenä aikakautena, jona keltaisia tähtiä vielä on ja olemme jopa planeetan pinnalla, joka kiertää yhtä niistä. Se vaikuttaa erityisen epätodennäköiseltä, jos sivilisaatiomme synty olisi ollut yhtä todennäköistä minkä tahansa tavallisen tähden kiertoradalla ja minä tahansa aikakautena. Kippingin arvion mukaan, todennäköisyys olla juuri täällä ja juuri nyt on vain yksi tuhannestakuudestasadasta. Se pakottaa tekemään johtopäätöksiä. Emme voi olettaa, että olemassaolomme on epätodennäköinen sattumus, koska se vastaisi ihmiskunnan asettamista erityisasemaan. On etsittävä vaihtoehtoja, ja niitä onkin saatavilla. Sattumaa ei tarvita, jos syntymme ei ollutkaan yhtä todennäköistä kaikkialla ja kaikkina aikoina.

Vaikka laskelmat perustuvat vain yhteen esimerkkiin, niiden perusteella voidaan sanoa, että teknisten sivilisaatioiden synty on todennäköistä vain niissä järjestelmissä, joissa keskustähti on vähintään noin kolmanneksen Auringon massasta. Jo se sulkee pois valtavan määrän maailmoja ja noin kaksi kolmannesta kaikista tähdistä. Lukema tarkoittaa sitä, että kuuluisat lähitähdet kuten Proxima Centauri, Barnardin tähti tai vaikkapa TRAPPIST-1 eivät ole teknisten sivilisaatioiden kehtoja. Se tietää huonoja uutisia pyrkimyksillemme etsiä elämän merkkejä läheisiltä eksoplaneetoilta, joista ylivoimainen valtaosa on juuri pienimassaisten punaisten kääpiötähtien kietolaisina.

Taustalla on taatusti fysikaalisia syitä. Yhtenä syynä voi olla se tosiasia, että kiviplaneettojen ytimet jäähtyvät hiljalleen ja niiden magneetikentät haihtuvat vuosimiljardien kuluessa. Sen jälkeen ne menettävät kaasukehänsä ja lopulta vetensä avaruuteen tähtituulen ja purkausten eroosion vaikutuksesta. Siksi maankaltaisen elämän ja teknisten sivilisaatioiden synty ja esiintyminen ei ole kiviplaneetoilla mahdollista kuin vain hetken tähtien synnyn jälkeen, ennen planeettojen elinkelpoisuuden katoamista. Rajoitteet voivat kuitenkin olla vieläkin voimakkaampia. Ehkäpä punaisten kääpiötähtien voimakkaat purkaukset ja ultraviolettisäteily eivät sallit planeettojen pitää kiinni vakaista kaasukehistään edes nuoruudessaan, nykyisessä keltaisen valon maailmankaikkeudessa. Siitä on saatu viitteitä tuoreista havainnoista, vaikka tutkijoiden keskuudessa vallitseekin asiasta erimielisyyksiä. Voi kuitenkin olla niin, että monen tekijän yhteisvaikutus tekee punaisten kääpiöiden maailmoista elinkelvottomia tai ainakin kelvotomia sivilisaatioiden synnylle.

Kippingin ajatukset eivät kuitenkaan ole aukottomia. Hänen päätelmänsä siitä, että logiikka koskee vain ihmisenkaltaisia havaitsijoita on perustettu lähinnä arvaukselle. Todellisuudessa sama logiikka voi päteä yleisemmin koko planeettamme elinkelpoisuudelle, mutta sellaisen johtopäätöksen vetäminen ei ole millään tavalla perusteltua. Logiikassa on siksi ilmeiset heikkoutensa. Jos elämä on universaali aineen olomuoto, ja teknisiä sivilisaatioitakin syntyy tämän tästä kaikenlaisissa tähtijärjestelmissä, Kippingin laskelmien tuloksetkin muuttuvat täysin toiselaisiksi. Ja sen hän rivien välistä julkaisussaan toteaakin. Se, että me emme ole onnistuneet havaitsemaan merkkejä toisista sivilisaatioista ei tarkoita, että ne olisivat harvinaisia. Ehkäpä niistä lähimmät ovat naapurissamme punaisten kääpiöiden järjestelmissä. Ja jos niin on, olemme keltaisen tähden kiertoradalla vain sattumalta. Yhtenä tapauksena tuhannestakuudestasadasta. Jos siis Kippingin arvioihin on ylipäätään luottaminen.

---

Vettä Venuksen pilvissä

7.10.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Kirjoitin aivan hiljattain siitä, mitä tiedämme Venuksen pilvikerroksen mahdollisuuksista ylläpitää elämälle soveltuvia olosuhteita. Vaikka mahdollisuuksia ehkä onkin, tosin vain hyvin pieniä, siitä on vielä pitkä matka elämän esiintymiseen planeetan olosuhteissa. Samaan aikaan, on varmistunut, että elämän edellytykset ovat taatusti olemassa toisen naapuriplaneettamme Marsin pinnan alla, josta löytyy kokonainen valtamerellinen vettäkin. Eikä Marsin elämä ole enää pelkkää spekulaatiota, vaan varteenotettava astrobiologinen hypoteesi, jonka suhteen planeetan pinnan geologisia muodostelmiakin on jo tulkittava. Ehkäpä todistusaineistoa marsilaisesta elämästä on jo silmiemme edessä, vaikkemme uskallakaan vielä sanoa asiaa suoraan.

Tuoreet tiedot naapuriplaneettojemme elinkelpoisuudesta tai sen mahdollisuudesta saivat minut miettimään populaarikulttuuriin syvälle iskostunutta toteamusta siitä, miten elämä kyllä keksii keinot. Elämä löytää keinot sopeutua muuttuneisiin elinympäristöihin ja lajit muuntuvat hiljalleen hyödyntämään uusia olosuhteita maksimaalisen tehokkaasti. Syynä on tietenkin kaikkea elämää hallitseva evoluutioprosessi, joka toimii suorastaan tautologisen varmasti aina ja kaikkialla, missä vain on elämääkin. Ne populaation yksilöt, joiden ominaisuudet auttavat niitä selviämään hiukan paremmin, hankkimaan ja käyttämään ravintoa hiukan tehokkaammin, ja kasvattamaan geeniensä osuutta populaatiossa, yleistyvät ja toimivat jatkossa pohjana uusille variaatioille. Mekanismi voi olla toisinaan hyvinkin nopea, ja tuottaa jopa kokonaisia uusia virus- tai mikrobikantoja vain päivien tai viikkojen aikana mutta monimutkaisten ja paljon hitaammin lisääntyvien eläintenkin tapauksessa uusia lajeja voi syntyä parhaimmillaan vain muutamassa tuhannessa vuodessa. Se on geologisesti tarkasteltuna pelkkä silmänräpäys.

Tavallaan voimme huokaista helpotuksesta. Vaikka ihmiskuntana onnistuisimme meneillään olevassa yrityksessämme heikentää kotiplaneettamme elinkelpoisuutta merkittävällä tavalla, elämä kyllä palaisi kaikkialle lajimme mentyä ja Maan elämä saavuttaisi uuden kukoistuskautensa nykyisen massasukupuuttoaallon tuolla puolen. Tavallaan se ei kuitenkaan ole kovinkaan lohdullista, koska olemme vaarassa hävittää sukupuuttoon lopullisesti merkittävän osan siitä uskomattoman monimuotoisesta elonkirjosta, joka planeettaamme värittää.

Voi vaikuttaa ristiriitaiselta puhua samaan aikaan elämän kyvystä sopeutua sekä sukupuutosta. Kyse ei kuitenkaan ole kuin näennäisestä ristiriidasta. Vaikka elämä sopeutuu muuttuneisiin olosuhteisiin, se ei ehdi sopeutumaan, jos muutokset tapahtuvat liian nopeasti, vain muutamissa tai muutamissa sadoissa sukupolvissa. Ja elämälle ei missään tapauksessa jää mahdollisuuksia sopeutua, jos olosuhteet muttuvat täysin elinkelvottomiksi, kuten on käynyt Venuksen pinnalla kasvihuoneilmiön karattua käsistä miljardeja vuosia sitten. Maata vastaava kohtalo ei uhkaa juuri nyt, mutta lukemattomille lajeille on silti nousemassa tie pystyyn muuttaessamme planeettamme ilmastoa ja kemiaa merkittävillä tavoilla.

Venusta kannattaa tarkastella toisestakin syystä. Jos elämää pääsi syntymään muinaisen Venuksen kosteissa ja monella tapaa maankaltaisissa olosuhteissa, muuttuvat olosuhteet laittoivat sen yhteen kovimmista mahdollisista testeistä, joita maailmankaikkeudesta vain löytyy. Planeetta muuttui ominaisuuksiltaan täysin toisenlaiseksi tavalla, joka vastaa täydellistä maailmanloppua, vaikkakin vain hyvin hidasta sellaista. Maalla on kaukana edessään samankaltainen kohtalo. Noin miljardin vuoden kuluttua Auringon hidas kuumeneminen saa lopulta meret kiehumaan ja planeettamme luonteen elävänä planeettana katoamaan. Se on kuitenkin niin kaukaisessa tulevaisuudessa, ettemme voi olettaa olevamme paikalla tutkimassa asiaa, ja on keskityttävä toisten planeettojen havainnointiin. Venuksen tarkastelu paljastaa yleisellä tasolla sen kohtalon, jonka lukemattomat kiviset eksoplaneetat ovat jo saattaneet kokea tähtiensä elinkelpoisten vyöhykkeiden sisäreunoilla. Koko totuus kuitenkin paljastuu vain pieni pala kerrallaan.

Vahingossa tehty kemiallinen koe

Venuksen tieteellisen tutkimuksen varhainen kulta-aika oli 1970-luku, kun kylmän sodan teknistieteellinen kamppailu sai suurvallat kilpailemaan myös Venuksen tutkimuksesta. Neuvostoliittolaiset Venera -luotaimet onnistuivat ottamaan jopa kuvia planeetan pinnan kuumasta pätsistä, mutta Yhdysvaltojen Pioneer Venus projektin laskeutujat tunkeutuivat myös planeetan kaasukehään vuonna 1978 tehden mittauksia sen ominaisuuksista.

Laskeutujien lähettämät tiedot Venuksen kaasukehästä olivat varsin kattavia. Ne paljastivat planeetan kaasukehän ominaisuuksista lukuisia yksityiskohtia, vaikka jättivätkin monia muita hämärän peittoon. Laskeutujista suurimmalla oli mukanaan hiukkasten massaa mittaava massaspektrometri, jolla saatiin mainiosti selville kaasun koostumus laskeutujan vajotessa alemmaksi Venuksen kaasukehässä. Ongelmaksi muodostui kuitenkin aerosolien läsnäolo. Venus on kauttaaltaan paksun pilviverhon peitossa pilvien koostuessa nestemäisistä rikkihappoa sisältävistä pisaroista. Laskeutujan matkatessa pilvikerroksen läpi, aerosolipisarat tunkeutuivat massaspektrometrin sisään ja osin tukkivat sen estäen kaasun koostumuksen mittaamisen. Ne kuitenkin tuottivat myös suoria mittauksia pisaroiden koostumuksesta. Havaintoja analysoitaessa tutkijoiden reaktiot olivat 1980-luvulla kaksijakoisia. Toisaalta massaspektrometrin toiminta ei anna luotettavia tuloksia, jos kaasun pääsy laitteistoon heikkenee aerosolipisaroiden tukkiessa sen suuaukot. Silloin kaasukehän koostumuksen mittaukset häiriintyvät tai tuottavat kokonaan vääristyneitä tuloksia ja niiden luotettavuus on siksi kyseenalaista. Jos kuitenkin keskittyy pisaroiden itsensä koostumukseen, voi niistä saada jotakin tietoa. Mittausten tuloksina löydettiin merkkejä vedestä ja rikkidioksidista, joiden katsottiin yhdessä kielivän siitä, että rikkihapon pisarat olivat hajonneet laskeutujan vajotessa alemmas ja kuumuuden kasvaessa vedeksi ja rikkidioksidiksi.

Kaikki ei kuitenkaan täsmännyt. Havainnoista oli saatu merkkejä pisaroiden koosttumuksesta ja niiden katsottiin olevan noin kolme neljännestä rikihappoa ja alle neljänneksen vettä. Mutta vedestä ei oltu saatu suoria ja kiistattomia havaintoja pisaroissa, joiden oli havaittu sisältävän myös rautaa ja fosforia sekä niiden yhdisteitä. Pilvien kemialliset olosuhteet olisvat siten erittäin epävarmoja mutta tarkempien havaintojen teko ei ole mahdollista havaitsemalla Venusta kaukaa.

Yhdysvaltalaiset Kalifornian yliopiston kemistit keksivät kuitenkin tavan tulkita vanhoja laskeutujien mittauksia uudelleen, jotta aerosolipisaroiden koostumusta voitaisiin tutkia tarkemmin. Heidän ajatuksensa oli, että massaspektrometrin tukkeutuminen ei haittaisi, jos sekin huomioitaisiin havaintojen mallinnuksessa. Kun laskeutuja kuumenee alemmas pudotessaan, eri ainekset sen spektrometrin kaasunottoaukot tukkineissa aerosoleissa hajoavat ja höyrystyvät eri aikoina, riippuen korkeudella vallitsevasta lämpötilasta, ja siksi pisaroiden koostumuksesta olisikin saatu mittauksia mutta yksi aines kerrallaan. Laskeutuja olisi siis tavallaan suorittanut vahingossa tieteellisen kokeen, jossa otetaan näyte kaasukehän yläosan aerosolipisaroista ja katsotaan mitä aineita siitä vapautuu sen kuumetessa eri lämpötiloihin. Tutkijat huomasivat saavansa havainnoista irti ainakin rikkidioksidin, veden, rikkitrioksidin ja hapen merkit, mutta myös merkkejä raudan ja magnesiumin yhdisteistä. Se puolestaan muutti merkittävästi kuvaa aerosolipisaroiden koostumuksesta.

Uudet tulokset lähes puoli vuosisataa vanhoista havainnoista ovat nyt muuttamassa käsityksen Venuksen pilvistä. Veden määrä ei olekaan niin vähäistä kuin oli arveltu, vaan pilvien aerosolipisarat koostuvatkin valtaosaltaan vedestä. Kokonaisuutena vettä on noin 60% pisaroiden koostumuksesta lopun 40% jakautuessa karkeasti tasan rikkihapon ja rautasulfaatin kesken. Vaikka vettä vaikuttaa olevan runsaasti, se on todennäköisesti suureksi osaksi sitoutuneena raudan ja pieneltä osin magnesiumin muodostamiin sulfaatteihin.

Veden olemassaolon selvittäminen ei ollut aivan suoraviivaista, ja aiemmat arviot sen alkuperästä osoittautuivat myös oikeiksi. Vesi nimittäin vapautuu pisaroista havaittavksi kaasumaisena eri lämpötiloissa tullessaan eri lähteistä. Kuvassa 1. näkyy suhteellisesti vapautuneet veden määrät eri korkeuksilla vastaten erilaisia lämpötiloja. Lähteitä taas on karkeasti kaksi. Noin 180 celciusasteen lämpötilassa vesi vapautuu rikkihapon hajotessa yksinkertaisemmiksi molekyyleiksi rikkidioksidiksi, hapeksi ja vedeksi, jotka kaikki jättivät jälkensä massaspektrometrin havaintoihin. Lämpötilan edelleen noustessa noin 400 celciusasteeseen lähestyttäessä planeetan pintaa, myös sulfaatteihin sitoutunut suurempi määrä vettä pääsee vapautumaan havaittavaksi. Havaintolaite meni siis toki tukkoon pilvien pisaroista, mutta tarjosikin vain menetelmän selvittää niiden tarkka koostumus, kun eri yhdisteet hajosivat ja kaasuuntuivat eri lämpötiloissa.

Tulosten perusteella on selvää, että pilvien pisarat ovat paljon muutakin kuin rikkihappoa. Rikkihapon muodostaessa niistä vain viidenneksen, pisarat tarjoavat mahdollisuuden huomattavasti monipuolisemmalle kemialle kuin on aiemmin ajateltu. Tulokset vaikuttavat myös hyvin luotettavilta, koska päätelmiä tukee laaja aineisto muidenkin laskeutujien ja luotainten havainnoista saatuja tietoja. Vaikka tulosten merkitys ei olekaan täysin selvä, ja on odotettava niiden varmentamista riippumattomilla havaintojen analyyseillä, ne laajentavat näkemystämme Venuksen yläpilvien olosuhteista. Veden merkittävä pitoisuus tekee arvelut pilvien mahdollisesta elinkelpoisuudesta paljon aiempaa todennäköisimmiksi muuttamalla kokonaiskuvaa niiden kemiasta. Se puolestaan tekee suunnitteilla olevasta Venuksen kaasukehän näytteenotosta luotaimen avulla entistäkin kiinnostavamman.

Venus on voinut olla nuoruudessaan elävä planeetta. Ehkäpä sen elämä vain löysi viimeisen mahdollisen pakopaikan planeettansa ikuisen pilvikerroksen pisaroista. Ehkä elämä tosiaankin keksi keinot pysytellä ilmassa ja elää äärimmäisen happamissa olosuhteissa rikkihapon kyllästämissä pisaroissa. Mutta jos niin kävi, se tarvitsee vettä liuottimeksi ja mediaksi, biokemiallisen koneistonsa ylläpitämiseen. Ja nyt tiedämme, että vettä vaikuttaa olevan saatavilla tarpeeksi.

---

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.