Eksoplaneetta hukassa

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.

---

Alpha Centaurin eksoplaneetta

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

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

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

---

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

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

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

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

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

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

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

---

Venus ja elämä

12.8.2025 klo 11.59, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Venusta kutsutaan hyvällä syyllä Maan sisarplaneetaksi Aurinkokunnassa. Se on massaltaan ja kooltaan hyvinkin tarkasti Maan kokoinen ja kiertää Aurinkoa hyvin samankaltaisella radalla kuin oma kotiplaneettamme, vaikkakin jonkin verran lähempänä. Venus ja Maa ovat syntyneet samasta Aurinkoa alkujaan ympäröineesstä materiakiekon tiheysrenkaasta, ja niiden koostumus on keskenään lähes identtinen. Planeetat poikkeavat kuitenkin toisistaan kuin lastenlaulun Päivänsäde ja Menninkäinen. Maa on leppoisa paratiisi, jossa nestemäinen vesi virtaa elämän eliksiirinä valtavalle kirjolle eläviä organismeja, kun taas Venus on yhtä kuuma kuin joidenkin suosimat pyrolyysiuunit, jotka polttavat puhdistustoimenpiteenä 500 Celciusasteen lämpötiloissa viimeisetkin orgaanisten ruoka-aineiden rippeet tomuksi. Eläville organismeille sellainen käsittely ei jätä mahdollisuuksia, vaikka kestääkin vain hetken. Venuksen pinnalla valtaisa kuumuus on puolestaan ainaista.

Venuksen pinta on tappava paikka kaikelle tuntemallemme tai edes kuviteltavissa olevalle elämälle. Mitkään monimutkaiset yhdisteet eivät voi selviytyä sen pinnnan poltteessa ja juuri kemian poikkeuksellinen kompleksisuus on käsityksemme mukaan yksi elämää parhaiten määrittäviä tekijöitä. Mutta niin ei ole ollut aina, vaan Venuksen pinnalla on muinoin virannut vesi ja se on ollut hyvinkin samankaltainen kuin varhainen Maa. Erot planeettojen nykyisissä olosuhteissa eivät kuitenkaan aiheudu vain niiden erilaisista rataetäisyyksistä suhteessa planeettakuntamme säteilyn lähteeseen, Aurinkoon. Lähempänä Aurinkoa suurempi määrä lämmittävää säteilyä tekee Venuksesta kuumemman kuin Maa, muttei sentään niin kuumaa, että elämä kävisi täysin mahdottomaksi sen pintaolosuhteissa. Varsinaisen kuoliniskun Venuksen pinnan elinkelpoisuudelle tuottaa sen Maan ilmakehää noin sata kertaa paksumpi lähes yksinomaan hiilidioksidista koostuva kaasukehä, jonka massiivinen kasvihuoneilmiö verhoaa planeetan ainaiseen kuumuuteen. Kaasukehän ominaisuudet ratkaisevat hyvinkin pitkälti planeettojen elinkelpoisuuden, ja Venus näyttää siltä osin saaneen kosmisessa arvonnassa heikot lottonumerot.

Se ei kuitenkaan ole estänyt tutkijoita spekuloimasta. Varhaiset tähtitieteilijät arvelivat Venuksen voivan olla elävä kuten Maakin, mutta heidän spekulaationsa eivät pohjautuneet kovinkaan kattaviin tietoihin planeetan ominaisuuksista. Harmina on Venusta kauttaaltaan peittävä paksu pilviverho, joka estää sen pinnan havaitsemisen erittäin tehokkaasti. Siksi planeetan tarkempi tutkiminen sai odottaa aina avaruusaikaan asti (Kuva 1.). Vasta luotainten ohilennot ja kourallinen onnistuneita laskeutumisia planeetan kaasukehään ja pinnalle paljastivat, että hiilidioksidikaasukehä on alaosistaan erittäin kuuma ja pilvet kostuvat rikkihappopisaroista. Ajatukset elämästä Venuksen pinnalla sulivat yhtä nopeasti kuin lumiukko sulaisi sen pintaolosuhteissa.

---

Kertomus ei kuitenkaan pääty siihen. Venuksesta on tehty vuosikymmenten saatossa merkittäviä havaintoja, joiden tuloksia ei edelleenkään ymmärretä aivan täysin. Planeetan kaasukehässä on jotakin ultraviolettivaloa suodattavaa ainesta, jonka luonteesta ei ole toistaiseksi varmaa tietoa. Tiedämme kuitenkin, että aineksen määrä vaihtelee kaasukehän pilvikerroksen eri osissa riippuen virtauksista ja turbulenssista ja säteilyn suodatus muistuttaa maanpäällisten mikrobien ominaisuuksia. Sen selitykseksi on tarjottu mikrobien olemassaoloa planeetan pilvikerroksien sisällä, mikä kuulostaa aivan yhtä uskomattomalta kuin mahdottomaltakin. Mutta selitystä ei ole onnistuttu poissulkemaankaan, ja energeettisesti ja biokemiallisesti toimimaan kykeneviä venuslaisen elämän kiertokulkuja on ehdotettu. Tuoreimpien tulosten mukaan jotkin kompleksiset raudan ja rikin yhdisteet voisivat selittää ainakin osan ultraviolettivaloa suodattavasta vaikutuksesta, mutta yhdisteitä ei ole päästy havaitsemaan paikanpäältä. Muutaman vuoden takainen tulos, jonka mukaan Venuksen pilvissä esiintyisi biomarkkerina pidettyä fosfiinia on sen sijaan ammuttu alas tiedeyhteisön koetettua varmentaa havaintoa onnistumatta siinä.

Elämänkierto Venuksen pilvikerroksessa olisi pääpiirteiltään varsin yksinkertainen. Solut leijailisivat pilvikerroksen alapuolella kuin pölyhiukkaset, joita myös nousee kaasukehään planeetan pinnalta virtausten ja pyörteilyn seurauksena tarjoten elämän vaatimat mineraalit. Solujen ajautuessa riittävän korkealle ne voisivat toimia ytiminä, joiden ympärille pisarat alkavat muodostua. Rikkihappokaasu ja pienet määrät vettä kertyisivät pölyhiukkasten ja mikrobien ympärille muodostaen pisaroita ja tuottaen planeetan jatkuvan pilviverhon. Se vapauttaisi mikrobit pieneen pisaramaiseen elinympäristöönsä ja ne voisivat aloittaa aineenvaihduntansa toiminnot aktiivisina soluina. Ympäristö olisi tietenkin suunnattoman hapan ja kuiva, mutta rikkihappopisaroiden seassa on pieniä määriä vettä solujen käyttöön. Ne voisivat jakautua ja tuottaa energiaa käyttäen saamaansa ultraviolettisäteilyä valokemiallisten reaktioidensa ajurina. Se voisi selittää planeetan kaasukehästä tehdyt havainnot.

Soluilla voisi olla myös aineenvaihduntatuotteensa, ja niiden biokemia saattaisi vapauttaa vetysulfidia ja rikkidioksidia. Venuksen kaasukehästä on havaittu molempia, mikä on hämmästyttänyt tutkijoita, koska niiden olemassaolo samanaikaisesti vaati taustalleen tuntemattoman aineksia tuottavan kemiallisen reaktioketjun. Elävien solujen biokemia voisi tarjota sellaisen mahdollisuuden mutta ainakin rikkidioksidia voi päätyä kaasukehään jo tulivuoritoiminnan myötä. Tuoreimmat tutkimustulokset kertovat Venuksen olevan vulkaanisesti aktiivinen, ainakin jonkin verran. Samalla selityksensä saa kaasukehän hienoinen määrä vesihöyryä. Se on todennäköisesti peräisin planeetan pintakerrosten alapuolelta ja vapautuu kaasukehään tulivuoritoiminnan kautta.

Mutta pisarat eivät pysy taivaalla ikuisesti, vaan viikkojen tai kuukausien aikana ne kasvavat niin suuriksi, että alkavat vajota kaasukehässä alemmaksi. Lopulta ne päätyvät kuumempiin lämpötiloihin, joissa rikkihappo ja vesi haihtuvat ja mikrobit sekä pölyhiukkaset päätyvät kaasukehän oikukkaiden tuulten armoille. Mikrobit voisivat selvitä siirtyen lepotilaan, jossa ne saattaisivat viettää pitkiäkin aikoja odotellen mahdollisuutta päästä aloittamaan elämänkiertonsa uudelleen. Kaikki eivät sellaista tietenkään saisi, vaan suuria määriä soluja poistuisi jatkuvasti vieläkin alemmaksi kaasukehän sisällä, päätyen liian kuumiin olosuhteisiin ja tuhoutuen saamatta uutta mahdollisuutta. Kyse on kuitenkin vain toisensa tasapainottavista numeroista ekosysteemin yhtälössä. Jos solut voisivat lisääntyä nopeammin kaasukehän yläosissa kuin ne poistuisivat alempana, biosfääri voisi olla vakaa.

Vaikka kyse on spekulaatiosta, mikrobien elinkierron tarkastelu kokonaisuutena ei sittenkään kuulosta niin kovin mahdottomalta. Emme tietenkään tunne omalta planeetaltamme yhtä suurta happamuutta kestäviä organismeja, koska planeetallamme rikkihappo esiintyy korkeintaan muutaman prosentin vesiliuoksina. Se on kaukaista verrattuna Venuksen kaasukehän tilanteeseen, jossa rikkihappo on pisaroiden pääkomponentti ja vettä on niiden joukossa vain pieni murto-osa. Ei kuitenkaan ole periaatteellisia syitä, että elämä ei voisi sopeutua sellaisiinkin olosuhteisiin. Elämän syntyyn Venuksen olosuhteet eivät kuitenkaan sovellu, eikä vaikuta mahdolliselta, että planeetan kaasukehään päätyvä oman planeettamme elämä voisi selvitä äärimmäisen haastavissa olosuhteissa, joihin se ei ole sopeutunut. Elämää on kuitenkin voinut muodostua Venuksen pinnalla, miljardeja vuosia sitten.

Elämälle soveltuva historia

Venuksen menneiden olosuhteiden selvittäminen ei onnistu yhtä suoraviivaisesti kuin Maapallon tapauksessa. Maassa voimme mennä etsimään geologisia kerrostumia, ja niiden ominaisuudet kertovat meille kerrostumien muodostumisajankohdan olosuhteista. Se maankuoren kiviaines, jonka päällä kävelemme, paljastaa pirstaloituneeseen tyyliinsä kertomuksen planeettamme historiasta, elämän synnystä ja kehityksestä, sekä fysikaalisten olosuhteiden muutoksista. Saamme selville ilmakehän muinaiset koostumukset ja suurten meteorien mukanaan tuomat tuhon hetket. Näemme miten vesi on ollut vahvassa roolissa kautta koko geologisen historian ja miten elämä on vallannut meret ja mantereet ja jättänyt merkkinsä aivan varhaisimpiin kerrostumiin asti. Venuksen pinnalle emme puolestaan voi mennä hakkuinemme ja lapioinemme kaivamaan esiin muinaisia kerrostumia. Se rajoittaa mahdollisuuksia tutkia Venuksen historiaa ja sitä, oliko planeetta elinkelpoinen kuin Maa nuoruudessaan.

Venuksen pinnalla on voinut virrata vesi pitkiä aikoja mutta planeetta on luultavasti ollut nykyisenkaltaisena pätsinä noin 70% historiastaan. Varhaisessa historiassaan Venuksen pinnalla on puolestaan luultavasti virrannut ainakin jonkin verran vettä. Se on ollut mahdollista Auringon säteilyä heijastavien, vakaiden pilvimuodostelmien vuoksi. Vesi on kuitenkin hävinnyt ultraviolettisäteilyn tuhotessa kaasukehän vesimolekyylejä vedyksi ja hapeksi, jolloin happi on jäänyt muodostamaan kaasukehään raskaampia molekyylejä kuten hiilidioksidia sekä hapettanut tulivuorten pinnalle syöksemää laavaa ja vety on vain karannut avaruuteen. Varhaisen Venuksen pinnalla veden säilymistä edesauttoi Auringon heikompi säteilyteho nuoruudessaan. Noin kolmanneksen himmeämpänä, Auringon säteily ei kuumentanut Venusta liiaksi, vaan planeetta oli alkujaan elinkelpoisen vyöhykkeen planeetta. Sen tuliperäisyys, vetinen pinta, ja sopiva lämpötila ovat voineet mahdollistaa elämän synnyt aivan kuten Maapallollakin. Elämä on myös voinut syntyä Venuksen pinnalla samoihin aikoihin kuin Maassa. Planeettatutkijoiden arvioiden mukaan, Venus menetti pinnan vetensä noin kolme miljardia vuotta sitten. Tuolloin Maa kuitenkin jo oli elämän kyllästämä maailma, jolla esiintyi eläviä organismeja kaikissa vetisissä elinympäristöissä. Samoin on voinut hyvinkin olla Venuksenkin laita.

Elämän tartunta Venukseen vaikuttaa kaikin puolin mahdolliselta. Kyseen ei kuitenkaan tarvitse olla rippumattomasta elämän synnystä, vaan Maan eläviä organismeja on saattanut kulkeutua Venuksen pinnalle muinaisten meteoritörmäysten sinkauttamana. Siellä ne olisivat kohdanneet monella tapaa maankaltaisen elinympäristön ja olisivat hyvinkin saattaneet monimuotoistua ja valloittaa planeetan pintakerrokset, meret ja kuorikerroksen kallioperää aina niin syvälle kuin elinkelpoisia ympäristöjä vain oli löydettävissä. Mikrobit ovat toimineet samoin Maassa, jossa tilavuudeltaan suurin elinympäristö ei edes ole globaali valtameri, vaan planeettamme kivinen kuorikerros. Elämä mukautuu ja sopeutuu, ja löytää tavat elää sielläkin, missä olosuhteet tuottavat suuria haasteita. Venuksen kasvihuoneilmiön voimistuminen on puolestaan ollut suunnaton haaste, koska se on tehnyt planeetan pinnasta täysin sopimattoman elämälle. Siitä on takuulla aiheutunut Venuksen elämälle valtaisa katastrofi ja kehityshistorian pullonkaula, mutta ehkäpä elämä ei tuhoutunutkaan täysin.

Maan mikrobit ainakin pärjäävät mainiosti ilmakehän korkeuksissa, jossa ne ovat ilmavirtauksien armoilla. Ne kulkeutuvat lopulta pintaan joidenkin päivien kuluessa, eikä mikrobeilla ole mahdollisuuksia muodostaa leijailevia ekosysteemejä planeettamme oloshteissa. Venuksen muinaisten vakaiden pilvimuodostelmien puitteissa tilanne on saattanut olla toinen. Planeetan kuumeneva pinta on hiljalleen muuttunut epäedulliseksi kasvavalle määrälle organismeja, ja vain kuivuutta parhaiten sietävät mikrobit ovat voineet selvitä. Silloin luonnonvalinta on voinut suosia sopeumia elämään kaasukehässä. Lisääntyminen planeetan kaasukehän pitkäikäisissä pilvissä tulee mahdolliseksi, kun pilvet pysyttelevät planeetan peittona pitkiä aikoja. Tarvitaan vain mekanismi mikrobien vapautumiseen pilvien pisaroista ja kulkeutumiseen uusiin pisaroihin, joissa niiden ei tarvitse kilpailla omien lähisukulaistensa kanssa. Se voisi onnistua mikrobien tuottaessa lepotilaan vaipuessaan vettä hylkiviä kuoria, jotka saisivat niiden tiet erkanemaan pisaroiden pudottua riittävän alas kuumuuteen ja niiden veden höyrystyttyä taas kaasuksi.

Toisistaan erkaneminen pisaroiden hajotessa on taivaallisen elinkierron ehdoton edellytys, koska muutoin mikrobit eivät voisi levittäytyä. Jos se kuitenkin onnistuisi, voisivat kuivuneen pisaran jälkeensä jättämät mikrobit jäädä tuulten armoille, kunnes ajautuisivat niin ylös, että pisaroiden muodostus voisi taas alkaa. Siinä mikrobien luonnonvalinta voisi taas toimia, ja parhaiten vesipisaroiden tiivistymisytiminä toimivat mikrobit voisivat saada ympärilleen nopeimmin vetisen elinympäristönsä. Sen turvin ne voisivat käynnistää aineenvaihduntansa ja ehkäpä yhteyttämisreaktionsa, ja ryhtyä jakautumaan tuottaakseen seuraavan mikrobisukupolven. Luonnonvalinnan kannalta jokaisen elinkierron askeleen tehostaminen on kuitenkin merkittävää, ja pinnan edelleen kuumettua siitä on tullut aina vain kriittisempää mikrobien selviämisen kannalta. Jos prosessi on jatkunut aina nykypäivään asti, Venuksen mikrobit ovat voineet sopeutua rikkihapolla kyllästettyihin pisaroihin, niiden valtaisaan kuivuuteen, ja mineraalien ja hivenaineiden jatkuvaan puutokseen.

Vaikka ajatus Venuksen pilvikerroksen elämästä on sittenkin edelleen epätodennäköinen ja tuntuu monen tutkijankin mielestä täysin uskomattomalta (allekirjoittanut mukaan lukien), sille ei ole osoitettu olevan absoluuttisia esteitä. Mikrobeita mahtuisi Venuksen pilviin arviolta noin sadasmiljoonasosa Maan kaikkien elinympäristöjen yhteenlaskettujen mikrobien määrästä. Silloinkin niitä olisi noin kymmenen biljoonaa miljardia, eli lukema, jossa numeron yksi perään laitetaan 22 nollaa. Se tarkoittaisi ehkäpä noin viidentuhannen tonnin edestä biomassaa Venuksen kaasukehän pilvikerroksessa.

Venuksen kaasukehään mahtuva määrä biomassaa on hyvin pieni, ja katoaa Venuksen kaasukehän pyörteisiin hetkessä kuin se kuuluisa suolistokaasujen päästö Saharaan. Havantokapasiteettimme ei mahdollista sen havaitsemista muutoin kuin menemällä paikan päälle ottamaan näytteitä biokemiallista analyysia varten. Se puolestaan vaikuttaa vain kaukaiselta mahdollisuudelta Yhdysvaltojen autoritaarisen hallinnon leikatessa rankalla kädellä johtavan avaruustutkimusmaan tieteellistä kapasiteettia. Paluu tutkimaan Venusta luotaimilla olisi kuitenkin tieteellisesti perusteltua, jotta saisimme selville planeetan kaasukehän ominaisuuksia ja siten tietoa sen kehityshistoriasta. Tutkimus auttaisi ymmärtämään lukuisten kuumien eksoplaneettojen ominaisuuksia ja elinkelpoisuutta. Vaikka Venus olisikin eloton, lukuisat senkaltaiset eksoplaneetat voivatkin ehkä olla elollisia maailmoja. Ja avain niiden ymmärtämiseen on aivan lähinaapurissamme.

---

Mahdollisuus elinkelpoisille kuille

23.6.2025 klo 12.15, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Synty ja kehitys

Planeettojen elinkelpoisuus on varsinainen enigma. On erittäin hankalaa arvioida eksoplaneettojen elinkelpoisuutta siitä yksinkertaisesta syystä, että planeetta voi olla elävä, tai ainakin elinkelpoinen, monella tapaa. Voimme ajatella elinkelpoisuutta maankaltaisuutena ja etsiä universumista mahdollisimman samankaltaisia paikkoja. Tai sitten voimme seurata elämän eliksiiriä, nestemäistä vettä, joka on kaiken tuntemamme biokemian liuottimena mahdollistamassa elävien organismien esiintymistä. Sitä löytyy suuria määriä myös oman planeettamme ulkopuolelta. Voimme laajentaa etsintöjämme huomioimalla kaikki mahdolliset fysikaaliset olosuhteet, joissa elävät organismit voivat edes periaatteessa elää. Saamme silloin lopputulokseksi valtavan määrän mahdollisia elinympäristöjä, joista elämää saattaisi olla kannattavaa etsiä. Niitä elinympäristöjä vaikuttaa olevan monenlaisten tuntemiemme eksoplaneettojenkin olosuhteissa. Ja sitten törmäämme siihen suunnattoman turhauttavaan hankaluuteen, ettemme kykene määrittämään havaitsemiemme eksoplaneettojen ominaisuuksia riittävällä tavalla voidaksemme päätellä ovatko ne elinkelpoisia vai eivät.

Jos saisimme tarkkoja tietoja jonkin planeetan ominaisuuksista, kaasukehästä ja geologiasta, voimme koettaa päätellä voisivatko jotkin Maan elävät organismit kukoistaa sen olosuhteissa. Esimerkkejä löytyy runsaasti jo omasta aurinkokunnastamme. Tiedämme Marsin olevan kuorikerroksensa pintaa lukuunottamatta soveltuva monenlaisille vastaavissa olosuhteissa Maassa eläville mikrobeille. Planeetan pinta kylpee voimakkaassa, orgaaniset molekyylit tuhoavassa ultraviolettisäteilyssä, mutta heti pinnan alla mikrobit voisivat olla hyvässä suojassa. Silloin ne tarvitsisivat elääkseen vain nestemäistä vettä, jota on kokonainen valtamerellinen Marsin pinnan alla, sekä energianlähteen, joksi kelpaa vaikkapa planeetan kuorikerroksen radioaktiivinen hajoaminen. Silti emme osaa päätellä varmuudella Marsin olevan elinkelpoinen, emmekä osaa tehdä havaintoja sen biosfääristä, jos sellainen planeetalla piilee. Sama pätee jopa Venuksen kaasukehän yläosiin. On ehdotettu, että Venuksen olosuhteissa saattaa kaikesta huolimatta esiintyä elämälle soveltuvat olosuhteet. Ehtotukselle ei ole suoraa todistusaineistoa, mutta emme osaa myöskään tehdä havaintoja, jotka osoittaisivat sen vääräksi.

Aurinkokunnassa on lisääkin mahdollisesti elinkelpoisia paikkoja. Sellaisia ovat vaikkapa kaasujättiläisten Jupiterin ja Saturnuksen kuut, Europa, Ganymedes ja pieni Enceladus, joiden jäisten kuorien alla lainehtivat nestemäiset meret. Niissä merissä on geotermistä energiaa, orgaanisia molekyylejä, ja runsain mitoin tilaa elämän esiintymiselle. Siksi astrobiologit ajattelevat yleisesti, että elämää voisi esiintyä niiden piilotetuissa valtamerissä. Samoin voisi olla muissakin planeettakunnissa, vaikka emme osaakaan vielä edes havaita eksoplaneettojen kuita. Kuiden synnystä jättiläisplaneettojen kiertoradoilla on kuitenkin saatu verrattaen selvää todistusaineistoa. Niitä on Aurinkokunnassa jokaisen kaasuplaneetan kiertolaisina, ja niiden synty vaikuttaa tapahtuvan osana luonnollista planeettojen syntyprosessia muuallakin. Mutta voisivatko ne olla elinkelpoisia kuten Maa?

---

Tunnemme tuhansia eksoplaneettoja kiertämässä lähitähtiä. Vaikka potentiaalisesti olosuhteiltaan maankaltaisia planeettoja tunnetaan vain pieni kourallinen, nekin ovat liki poikkeuksetta punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla, jolloin vuorovesilukkiutuminen ja tähtien purkaukset heikentävät niiden elinkelpoisuutta. Mutta kirkkaampien auringonkaltaisten tähtien kiertolaisina tunnetaan suuri määrä elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja, jotka eivät ole pieniä kiviplaneettoja, vaan luonteeltaan jättiläismäisiä kaasuplaneettoja. Niiden kuut voisivat hyvinkin olla elämälle soveltuvia paikkoja, jos vain ne ovat riittävän suuria. Sellaisten suurien kuiden synty voi olla mahdollista, mutta mahdollisuus ei alkuunkaan tarkoita, että niitä myös syntyisi. Aivan kuten planeettojenkin syntyä, kuiden syntyä voidaan tutkia tietokonesimulaatioiden avulla. Jos selvitämme tietokonesimulaatioiden avulla minkälaisiin tähtijärjestelmiin ja minkälaisten planeettojen kiertoradoille elämälle soveltuvia kuita voi syntyä, voimme etsiä sopivia jättiläisplaneettoja elinkelpoisten kuiden etsintöjen kohteiksi.

Periaatteessa sopivia planeettoja tunnetaan useita. Tunnettujen jättiläisplaneettojen joukossa on runsaasti sellaisia, joiden etäisyys tähdestään on juuri sopiva (Kuva 1.). Kun katsotaan eksoplaneettoja, jotka ovat massaltaan vähintään Jupiteri verran, voidaan havaita, että niistä yli viisikymmentä (Kuva 1.; vaaleanvihreät ympyrät) on sopivalla etäisyydellä tähdestään. Toiset viisikymmentä (tummanvihreät ympyrät) on kauempana mutta sittenkin optimistisen elinkelpoisen vyöhykkeen puitteissa. Siten noin neljännes jättiläisplaneetoista on periaatteessa sopivia pitämään elinkelpoisia kuita ympärillään. Elinkelpoisuutta arvioitaessa pelkkä etäisyys tähdestä ei kuitenkaan riitä, koska planeetta vapauttaa sekin energiaa ja lämmittää kuuta omalla monipuolisella tavallaan. Planeetan lämmittävä vaikutus mahdollistaa kuiden elinkelpoisuuden myös kauempana tähdestä.

Jättiläisplaneettojen ympärille muotoutuu niiden ikiomat elinkelpoiset vyöhykket aivan kuten tähtienkin ympärille (Kuva 2.). Tähden suhteen elinkelpoista aluetta kontrolloi vain tähden säteily, mutta jättiläisplaneetta tuo kuvaan mukaan muitakin lämmön lähteitä. Planeetatkin säteilevät. Ne vapauttavat lämpösäteilyä, joka vastaa sitä lämpötilaa, johon ne kuumenevat tähdestä saapuvan säteilyn ansiosta. Mutta osa tähden säteilystä myös heijastuu planeetasta, ja antaa lisänsä sitä kiertävän kuun lämpöbudjettiin. Kaiken sen päälle, kuita lämmittävät myös planeetan vuorovesivoimat. Ne muovaavat kuiden kiviainesta kuin muovailuvahaa, ja tuottavat merkittävän lämmönlähteen niille kuille, jotka ovat kaikkein lähimpänä. Vuorovesivoimat voivatkin pitää planeettaa kiertävän kuun veden virtaamassa nesteenä ja sen pinnan elinkepoisena jopa kaukana tähden elinkelpoisen vyöhykkeen konservatiivisen osan ulkopuolella (Kuva 1.).

Jättiläisplaneettaa kiertävän kuun sijainti elinkelpoisella vyöhykkeellä on kokonaisuutena monen tekijän summa, ja siihen vaikuttavat oleellisesti jopa kuun kumppanit. Jos planeetalla on useita kuita tiiviissä järjestelmässä, kuten Jupiterilla, niiden keskinäiset vetovoimavuorovaikutukset tekevät kuiden kiertoradoista aavistuksen soikeita. Se puolestaan saa kuut liikkumaan vuoroin aavistuksen planeetta lähemmäksi ja vuoroin kauemmaksi, mikä tuottaa merkittäviä kuun pintaa muokkaavia vuorovesivoimia. Sellaiset kuut lämpenevät enemmän ja pystyvät ylläpitämään nestemäisen veden varantoja, vaikka niiden kiertämä planeetta olisi hyvinkin kaukana järjestelmän keskustähdestä ja tähden lämmittävä vaikutus olisi siksi pientä. Vastaavasti, yksinäinen suurikokoinen kuu on elinkelpoisella vyöhykkeellä paljolti tähden säteilyn ansiosta, ja sen on sillloin kierrettävä planettaa, joka on perinteisellä tähden elinkelpoisella alueella.

Planeetan kiertoradalle muodostuvan kuun koko on monella tapaa kriittistä elinkelpoisuuden suhteen. Siihen vaikuttaa moni tekijä, kuten planeettaa ympäröivän kertymäkiekon tiheys kuiden muodostuessa. Suurempi tiheys ja siten suurempi kuiden muodostumiseen käytettävissä oleva materian määrä tuottaakin pienemmän määrän suurimassaisempia kuita. Simulaatiot kuitenkin paljastavat myös planeetan etäisyyden tähdestä olevan oleellinen tekijä. Kauempana tähdestä kuita muodostuu enemmän ja ne ovat keskimäärin pienempiä. Kauempana tähdestä pienet kuiden alkiot voivat pysyä vakailla radoilla kauempana planeetasta, jolloin niiden kasvu hidastuu. Samalla kuiden kasvu suuremmiksi tulee epätodennäköisemmäksi.

Kuiden elinkelpoisuudelle oleellinen alue on tähden elinkelpoinen vyöhyke. Sen ulkopuolella elinkelpoisuus on käytännössä mahdollista vain vuorovesivoimien lämmittävän vaikutuksen ansiosta, aivan planeetan lähellä. Siksi elinkelpoisten kuiden määrä vähenee dramaattisesti siirryttäessä tähden elinkelpoisen alueen ulkopuolelle. Koska tähden säteilyn mahdollistaman elinkelpoisuuden puitteissa on enemmän vaihtoehtoja, pääosa kaikista elinkelpoisista kuista syntyy simulaatioissa tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä kiertävien planeettojen ympärille.

Vähintäänkin Marsin kokoluokan ja jopa Maapallon kokoisten kuiden synty on mahdollista massiivisimpien jättiläisplaneettojen radoilla. Sillä tarkoitetaan superjupitereita, useita kertoja Jupiteria massiivisempia kaasujättiläisiä. Sopivia planeettoja elinkelpoisten kuiden olemassaololle kuitenkin tunnetaan jo useita. Jos simulaatiot onnistuvat ennustamaan kuiden syntyä luotettavalla tavalla, jopa kolmannes syntyvistä kuista kiertämässä tähden elinkelpoisen vyöhykkeen jättiläisplaneettoja voi olla suotuisia elämälle tähden säteilyn lämmittävän vaikutuksen ansiosta. Kauempana tähteään kiertävien jättiläisplaneettojen tapauksessa mahdollisuuksia elinkelpoisiin kuihin on myös, mutta vain prosentti smulaatioissa syntyvistä kuista päätyy sopivalle etäisyydelle, jotta ne voivat olla elämälle suotuisia sijaitessaan planeettaa ympäröivällä elinkelpoisella vyöhykkeellä. Elinkelpoisten kuiden etsinnänkin tulisi siksi keskittyä pääasiassa järjestelmiin, joissa on elinkelpoisen vyöhykkeen jättiläisplaneetta.

Etsiessämme elinkelpoisia kolkkia läheisistä tähtijärjestelmistä, on hyvä pitää mielessä suurten, elinkelpoisten kuiden mahdollisuus. Niiden etsintä on ainakin kertaluokkaa hankalampaa kuin elinkelpoisten planeettojen havaitseminen, mutta havaintomahdollisuuksien ja instrumenttien parantuessa, eksokuutkin saapuvat hiljalleen ulottuvillemme arkipäiväisiksi havaintokohteiksi. Aivan aluksi niitä on vain löydettävä. Vaikka ainuttakaan luotettavaa eksokuun havaintoa ei ole vielä tehty, ei myöskään ole mitään syitä olettaa, ettei niitä olisi merkittävissä määrin. Päin vastoin. Kaikki tietomme viittaavat siihen, että eksokuut ovat yleisiä, valtavan moninaisia ja monipuolisia, ja suurella todennäköisyydellä myös elinkelpoisia kiertäessään jättiläisplaneettoja, joiden rataetäisyys tuottaa sopivasti tähden säteilyä niiden pinnoille.