Eksoplaneetta hukassa

Paluu eteläisen taivaan alle

23.3.2026 klo 12.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat

On hurja ajatus, että alapuolella levittäytyy vaikeakulkuisuutensa vuoksi lähes koskematonta Amazonin sademetsää. Sen vihreät valtiaat, trooppiset puut päällyskasveineen, peittävät maan horisonttiin asti merkkinä siitä, että planeetallame on vielä toivoa. Vaikka metsä on laaja, lävitsetunkevan kosteuden ja tukahduttavan kuumuuden maailma, se ei ole ikuinen. Amazonin metsäkato jatkuu voimakkaana, ja ilmastokatastrofi voimistaa sitä tuoden mukanaan sademetsälle tuhoisimman mahdollisen uhan: kuivuuden.

Metsää peittää kumpuileva, osittainen pilvipeite, joka levittäytyy laajalle päästäen vain paikoittain heikkoa valoa puiden latvuksiin. On varhainen aamu ja viidakko näkyy tummana massana jatkuen silmänkantamattomiin vailla merkkejä ihmistoiminnasta kertovista keinovaloista. Auringon ensimmäiset säteet värjäävät pilvet yläosiltaan punertaviksi. Pian päivänvalo auttaa näkemään maastosta yksityiskohtia mutta silloin lennämme jo Bolivian ylängön ilmatilassa ja viidakko on vaihtunut kuivaan, kumpuilevaan ylänkömaisemaan ennen Andien vuoristoa ja Atacaman rutikuivaa autiomaata.

Nousen puutuneille jaloilleni ja suuntaan kohti passintarkastusta. Olen palannut Chilen pääkaupunkiin, Andien reunamaiden kattilalaaksoon rakennettuun Santiagoon. Viimeisestä vierailustani on kulunut yli kolme vuotta, mutta mikään ei ole muuttunut. Liikenne on yhä verenpainetta nostattavan vaarallista, ilma on kuumaa ja kitkerää, ja kaupunki kasvaa Andien länsipuolen suurimpana metropolina aina vain laajemmaksi. Minua tervehtivät kulkukoirat ja leppoisat ihmiset, joiden elämänilo ja ystävällisyys tuntuvat aina hämmästyttäviltä. Vaikka maa on nyt alttiina tuhoisalle oikeistopopulismille, kuten monet muutkin Etelä-Amerikan maat pieniä valonpilkahduksia lukuunottamatta, ihmiset uskovat tulevaisuuden tuovan mukanaan parempia aikoja.

Vierailuni tarkoitus on sama kuin aina ennenkin. En ole tullut tekemään havaintoja suurten observatorioiden maahan, vaan keskustelemaan yhteistyökuvioista ja edistämään yhteisiä tutkimusprojektejamme. Modernina aikakautena tähtitieteen kentällä voi vain aniharvoin toimia yksin. Tarvitaan yhteistyökumppaneita, jotta on mahdollista tehdä kattavaa tähtitieteen tutkimusta. Kukaan ei voi hallita monia tieteenalan osa-alueita yksin. Eikä ole tarkoituksenmukaista käyttää aikaa opetteluun, kun voi vain jakaa tutkimuksen osa-alueet osaavien käsien tehtäviksi.

Historiallisesti on ollut tapana jättää havainnot havaitsijoiden huoleksi, ja antaa teoriasta huolehtiminen teoreetikoille. Jaottelu on kuitenkin vuosikymmenten saatossa muuttunut monimutkaisemmaksi. Eksoplaneettatutkimus tarvitsee osaajia planeetoista, tähdistä, havaintojen analyysista ja instrumenteista aina tieteelliseen laskentaan ja tilastotieteeseen sekä matematiikkaan ja ohjelmointiin asti. Tarvitaan ymmärrystä fysiikasta ja kemiasta, geologiasta ja ilmakehätieteistä. Tarvitaan lähestulkoon kaikki se tietous, jota luonnontieteet ovat käytettäväksemme tarjonneet vuosisatojen kuluessa. Jos tieteenala on astrobiologia ja maanulkopuolisen elämän merkkien tai elinkelpoisten planeettojen etsintä, tarvitaan vielä aimo annos tietämystä biokemiasta ja biologiastakin. Ja sittenkin ollaan ajoittain vaikeuksissa tuntemattoman edessä.

---

Olen vierailijana Diego Portalesin yliopistossa. Hyvin tuntemani paikalliset kollegat ovat jälleen olleet onnekkaita paikallisen verkostoitumista tukevan säätiön rahoitusarvonnoissa, joten minut on voitu kutsua vierailevaksi tutkijaksi joksikin aikaa. Runsaan kahden viikon kuluttua matkaan taas keväiseen Suomeen mutta sitä ennen on paljon tehtävää.

Ohjaan paikallisia opiskelijoita radiaalinopeushavaintojen mahdollisimman tehokkaaseen käsittelyyn. Valmisteilla on julkaisu, jossa raportoimme arviolta kymmenen uutta eksoplaneettaa kiertämässä korostetusti raskaammista alkuaineista koostuvia tähtiä. Ne toki koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista, mutta raskaampia alkuaineita on keskimääräistä enemmän. Ensin on kuitenkin varmistettava, että jokainen planeettalöydöistä on tehty tilastollisessa mielessä luotettavalla tavalla. Olen tehnyt sitä projektin osana sen alkuajoista asti, jo puolentoista vuosikymmenen ajan.

Kyse ei ole parhailla instrumenteilla tehdyistä huipputarkoista havainnoista, vaan pitkäaikaisesta projektista, jossa on havaittu samoja tähtiä vuosikausia niillä instrumenteilla, joita vain on saatu käyttöön. Joukossa on silti erittäin kiinnostavia uusia planeettatuttavuuksia On esimerkiksi eksentrisiä jupitereita, jotka kiertävät tähtensä hyvin soikeilla radoilla käyden aivan niiden lähellä ja poistuen sitten kauas, jopa planeettakunnan ulko-osiin. Sellaiset olivat yleisiä ensimmäisten löydettyjen eksoplaneettojen joukossa, koska 90-luvun instrumenteilla ne olivat yhdessä kuumien jupiterien kanssa ainoita havaittavissa olevia planeettoja. On kuitenkin edelleen paljon, mitä emme tiedä liittyen eksentristen jupiterien syntyyn ja luonteeseen, sekä valtaviin vuodenaikaisvaihteluihin.

On myös ympyräradoilla kiertäviä jättiläisplaneettoja, joiden rataetäisyys vastaa Maan etäisyyttä Auringosta. Keskellä tähden elinkelpoista vyöhykettä jättiläisplaneetat takaavat sen, että tähtien kiertoradoilla ei voi olla maankaltaisia, elinkelpoisia planeettoja. Jättiläisillä saattaa kuitenkin olla suuria kuita, jotka voivat hyvinkin kyetä ylläpitämään elämälle suotuisia olosuhteita. Vaikka emme voi nähdä sellaisista kuista vilaustakaan, kyse on joka tapauksessa kohteista, joita taatusti tarkastellaan tarkemmin tulevaisuuden tehokkaammilla havaintolaitteilla.

Eräs laitteista on rakenteilla juuri Chileen. Atacaman autiomaan Armazonesin vuorelle on kohonnut maailman suurin näkyvän valon havaitsemiseen tarkoitettu havaintolaite, halkaisijaltaan peräti 39-metrisellä pääpeilillä varustettu Erittäin suuri teleskooppi ELT. Se on Euroopan eteläisen observatorion, eurooppalaisen tähtitieteen järjestön lippulaiva vuosiksi tulevaisuuteen ja maailman suurin näkyvän valon aallonpituusalueen teleskooppi. ELT vihitään käyttöön arviolta vuoden 2029 maaliskuussa.

Eksoplaneettatutkimukselle ELT on tietenkin huikean arvokas, ja avaa kokonaan uusia tieteellisiä mahdollisuuksia. Sen valmistuttua tulee mahdolliseksi kuvata suoraan lähimpiä eksoplaneettoja. Teleskoopin suunnattoman pinta-alan ansiosta sen valonkeräyskyky mahdollistaa jopa hyvin lähellä tähteään kiertävän planeetan Proxima b heijastaman valon näkemisen. Se on ensimmäinen pienikokoinen elinkelpoisen vyöhykkeen planeetta, joka voidaan edes periaatteessa nähdä suoraan. On hyvät mahdollisuudet saada selville onko planeetta tosiaan elinkelpoinen, vai onko esimerkiksi Proxima Centaurin ärhäkkä tähtituuli puhaltanut planeetan kaasukehän ja elinkelpoisuuden tiehensä.

Diego Portalesin tutkijoilla on muitakin kiinnostavia projekteja. Eräs sellainen liittyy kuumien jupiterien kaasukehien koostumuksen mittaamiseen käyttämällä hyväksi James Webb -avaruusteleskoopin tarkkoja havaintoja. JWST kykenee mittaamaan kaasuplaneettojen kaasukehien koostumusta, mikä kertoo niiden fysiikasta ja olosuhteista.

Oleellista on merkittävien, yleisten atomien kuten hiilen ja hapen määrä, sekä niiden suhde. Suhde kertoo kaasukehän kemiallisesta tasapainosta, prosesseista sekä planeettojen synnystä ja kehityksestä. Sen avulla voidaan jopa koettaa päätellä kuinka paljon eri alkuaineita oli saatavilla planeetan muodostuessa. Eri etäisyyksillä tähdistä planeettojen muodostumiseen käytettävissä oleva materia on koostumukseltaan erilaista, koska lämpötilaolosuhteet ovat erilaiset. Syynä on se, että eri lämpötiloissa erilaiset hiilen ja hapen muodostamat molekyylit ovat eri olomuodoissaan — kiinteinä hiukkasina ne ovat saatavilla planeettojen muodostumisen materiaaliksi mutta kaasumaisena niiden saatavuus heikkenee. Vaikka yhteyden voi varmentaa vain tilastollisessa mielessä kokonaiselle joukolle planeettoja, niiden koostumusta säätelee varmuudella syntyhistoria, ainakin osittain.

Kaasuplaneettojen ominaisuuksia tutkitaan tekemällä havaintoja niihin vaikuttavista tekijöistä, joista oleellisimmat ovat planeetan massa, lämpötila ja eri alkuaineiden suhteelliset määrät. Ne kertovat fysikaalisista ja kemiallisista olosuhteista, mutta oleellista tähtitieteilijöiden kannalta on se, mitä voidaan havaita ja mitä ei. Massa, lämpötila ja yleisten atomien suhde ovat suoraan havaittavissa ja mitattavissa olevia suureita, jotka hallitsevat vaikutuksellaan planeettojen kaasukehien toimintaa. Muutkin tekijät, kuten pilvisyys, vaikuttavat planeettojen kaasukehien koostumukseen ja mahdollisuuksiin havaita sitä. Planeettojen kaasukehät ovat dynaamisia kokonaisuuksia, joissa kaikki vaikuttaa kaikkeen.

Kolmas projekti on minun johtamani. Tarkoituksena on tutkia Auringon kosmisen lähinaapuruston planeettapopulaatiota, jotta voitaisiin määrittää niiden yleisyyttä erilaisten tähtien kiertolaisina. Tiedämme planeettojen yleisyydestä jo paljon, mutta yksityiskohdissa on sittenkin paljon kysymysmerkkejä.

Emme tiedä kuinka paljon elinkelpoisia planeettoja Auringon lähinaapurustossa on, jos huomioidaan monet erilaiset elinkelpoisuuteen vaikuttavat tekijät samanaikaisesti. Perinteiset suureet, kuten etäisyys tähdestä ja pintalämpötila, sekä planeetan massa tai koko, eivät riitä planeettojen elinkelpoisuuden kattavaan määrittämiseen. On lisäksi huomioitava tähtien purkaukset, hiukkastuuli ja korkeaenerginen säteily, sekä magneettikentän voimakkuus. Ne kaikki voivat heikentää merkittävästi planeettojen elinkelpoisuutta. Esimerkiksi ultraviolettisäteily ei kuitenkaan saa olla liian vähäistä, koska muutoin se ei riittäisi tuottamaan kaasukehään osuessaan monenlaisia elämän tarvitsemia molekyylejä.

Yhteistyömme koskee tähtien aktiivisuuden ja metallipitoisuuden arviointia. Niiden vaikutus planeettojen yleisyyteen ja elinkelpoisuuteen voidaan ratkaista samalla kertaa, koska käsillämme on kaikkien riittävän kirkkaiden ja läheisten tähtien spektrihavainnot. Spektrien avulla on määritetty tähtien liike näkösäteen suunnassa, eli radiaalinopeuden vaihtelut, paljastaen planeettojen vetovoimavaikutukset. Samalla saadaan kuitenkin selville runsaasti tietoa myös tähtien itsensä ominaisuuksista.

Kaikki vaikuttaa hyvältä. Yhteistyöprojektit saavat vauhtia ja uusia käynnistetään. Uudet väitöskirjantekijät ovat pureutumassa uusiin ongelmiin nojaten vanhaan, lukemattomien tutkijoiden työn myötä kerättyyn tietoon. Avautuu uusia mahdollisuuksia saada tietoa maailmankaikkeudesta samalla, kun uudet menetelmät tarjoavat mahdollisuuden kuulustella vanhoja havaintoja tehokkaammin, katsoen niitä uudesta näkökulmasta. Asiat etenevät täsmälleen kuten Suomessa, jossa tosin tutkimukselliset painotukset ovat erilaisia.

Tiede on kansainvälinen projekti, jonka puitteissa itsenäiset toimijat edistävät yhteistä tietouttamme kukin omalla tahollaan, muiden kanssa kilpaillen tai yhteistyössä, mutta päämääränään sama tietouden lisääminen meitä kaikkia ympäröivästä maailmasta. Tiede on yksi ihmiskunnan kauneimpia luomuksia. Ja siksi sitä on myös puolustettava, aina ja kaikkialla, niitä voimia vastaan, jotka pyrkivät sysäämään sen tulokset syrjään. Vain siten maailmamme voi olla parempi paikka niin meille itsellemme kuin tuleville sukupolvillekin.

Eksoplaneetat magneettikentässä

11.3.2026 klo 12.29, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Olemme planeetallamme hyvässä suojassa tähtemme oikuilta. Maan magneettikenttä suojaa meitä aurinkotuulelta, jonka varattujen hiukkasten voimakas virta saattaisi muutoin saada planeettamme kaasukehän vuotamaan avaruuteen. Maan sisuksissa syntyvä nestemäisen metallin virtausten muodostama magneettinen dynamo kuitenkin luo suojaksemme magneettikentän, joka torjuu aurinkotuulen ja estää sitä esimerkiksi riistämästä planeetaltamme yläimakehän otsonikerrosta. Ilman magneettikenttää ilmakehän eroosio saattaisi olla niin voimakasta, että Maan kaasukehä heikkenisi, kasvihuoneilmiö vaimenisi, ja planeetta jäätyisi pinnaltaan ohuen kaasukehän omaavaksi kylmäksi, jäätiköiden peittämäksi kappaleeksi.

Sekään ei ehkä riittäisi tekemään planeetastamme täysin elinkelvotonta, koska elämää voisi edelleen olla syvällä maankuoren sisuksissa ja jäätiköiden alaosien vesitaskuissa, sekä valtameriä peittävien paksujen jääkuorten alla. Ihmisille ja maanpinnan monimuotoiselle elämälle kyse olisi kuitenkin täydellisestä katastrofista.

Elinkelpoisilla planeetoila on oltava magneettikenttä suojanaan, jotta niiden pinnalla voi olla mahdollisuus kukoistavalle biosfäärille. Se tarkoittaa, että planeettojen on oltava suhteellisen suuria — tarvitaan karkeasti maankokoinen planeetta, jotta sisuksissa voi olla nestemäisen metallin muodostama ydin tuottamassa magneettisen dynamon. Mutta se ei yksinään riitä. Myös tähden magneettikentällä on vaikutuksensa. Tähdet koostuvat virtaavasta plasmasta, mikä tarkoittaa vain sähköisesti varattujen hiukkasten ainesta. Ne tuottavat voimakkaita magneettikenttiä, joilla on vaikutuksensa tähtiä kiertäviin planeetoihin. Mutta tähtien magneettikentillä on myös vaikutuksensa planeettojen elinkelpoisuuteen. Kaikki mahdollisina elinkelpoisina maailmoina pidetyt planeetat eivät kykene ylläpitämään maankaltaista elämää ja siihen on magneettiset syynsä.

Tähtien magneettiset ilmiöt

Tähtien magneettiset ilmiöt ovat monenlaisia mutta äärimmillään magneettikentän energia pääsee toisinaan purkautumaan valtavissa massapurkauksissa tai roihupurkauksissa. Ne piiskaavat valtavia määriä varattuja hiukkasia avaruuteen ja niiden yhteydessä vapautuu runsaasti suurienergistä säteilyä, kuten röntgen- tai ultraviolettisäteilyä. Auringon suurin modernina aikana havaittu ja tutkittu roihupurkaus aiheutti Carringtonin tapaukseksi kutsutun suunnattoma geomagneettinen myrskyn. Vuoden 1859 purkaus, jota havaitsivat ja tutkivat britannialaiset astronomit Richard Carrington ja Richard Hodgson, tapahtui ennen yhteiskuntien sähköistymistä, eivätkä sen vaikutukset olleet siksi kovinkaan voimakkaita. Purkauksen hiukkasvuo aiheutti kuitenkin Maan magneettikenttään osuessaan niin voimakkaita ja kirkkaita revontulia, että niiden valossa kerrotaan voineen jopa lukea keskellä yötä. Carringtonin purkaus oli yhteydessä suureen pilkkumuodostelmaan Auringon pinnalla. Se kertoi auringonpilkkujen liittyvän tähtien aktiivisuuteen jollakin tavalla, vaikka yhteyden varmistaminen muille tähdille ei olekaan ollut suoraviivaista.

Carringonin geomagneettinen myrsky oli mitattavissa aikakauden magnetometreillä, mutta ymmärryksen sähkömagnetismista oltua edelleen alkeellista ja vailla hienostuneita sovelluksia, myrskyn merkittävimmäksi vaikutukseksi jäi kaunis revontulinäytös. Sattuessaan nykyaikana vastaava myrsky olisi seurauksiltaan vakava. Carringonin tapausta vastaavan purkauksen suuntautuminen Maata kohti kuten vuonna 1859 käräyttäisi ensi töikseen kiertoradan satelliitit, joiden verrattaen herkät sähkölaitteistot muuttuisivat hetkessä Maata kiertäväksi romuraudaksi. Vaikutukset ulottuisivat myös Maan pinnalle, jossa sähköverkot kaatuisivat ja aiheuttaisivat monenlaisia ongelmia ja onnettomuuksia. Samanaikainen tuho ja tietoliikenneyhteyksien romahtaminen tekisivät jälkien korjaamisesta hidasta ja kallista, ja viivytykset aiheuttaisivat lisää ongelmia monella yhteiskuntiemme osa-alueilla. Järjestelmien romahtaessa yksi toisensa jälkeen vaikutukset laajenisivat terveydenhoitoon, vesihuoltoon, rahamarkkihnoihin — likimain kaikkeen, missä hyödynnetään sähköä ja teknologiaa.

Uuden Carringtonin purkauksen seurauksista toipumisessa kestäisi ainakin useita vuosia, luultavasti jopa vuosikymmeniä. Auringolla voi kuitenkin olla varastossaan vieläkin voimakkaampia purkauksia. Arvioiden mukaan jopa kymmenkertaiset purkaukset voisivat olla vääjäämättömiä tuhannen vuoden aikaskaalassa. Toisten tähtien suhteen purkaukset voivat kuitenkin olla useita kertaluokkia suurempia. Vuonna 2024 tähtitieteilijät raportoivat erään lähitähden, oranssin kääpiötähden HD 251108 vapauttaneen purkauksessaan energiaa määrän, joka on peräti kymmenenmiljoonaa kertaa suurempi kuin Carringtonin purkauksessa. Kyse on hyperaktiivisesta tähdestä, joka ei ole kuin Aurinko, mutta kertoo osaltaan siitä, että eksoplaneettojen suhteen ei voida tehdä oletuksia perustuen Auringon rauhallisuuteen ja verrattaen mietoihin purkauksiin.

Tähtien aktiivisuutta on kuitenkin lähes mahdotonta ennustaa tarkasti. Suurimpana syypäänä on se, että tähdet ovat hyvin monimutkaisia kokonaisuuksia, joissa tapahtuu monenlaisia ilmiöitä. Tähtien kuuma plasma kiehuu ja kuplii ja pyrkii nousemaan pintaan syvyyksistä konvektion avulla kuten kiehuva vesi kattilassa. Pinnalla se vapauttaa energiaa säteilemällä, viilenee, ja vajoaa taas konvektiosolujen reuna-alueilla syvemmälle. Samaan aikaan koko tähti pyörii, millä on omat seurauksensa. Tähdet eivät pyöri kuten kiinteät kappaleet, vaan pyöriminen on erilaista eri etäisyyksillä napa-alueista ja eri syvyyksillä. Ilmiötä kutsutaan differentiaalirotaatioksi, jota voidaan mallintaa simuloimalla koko tähden käyttäytymistä supertietokoneilla. Toinen lähestymistapa on havaita tähtiä ja koettaa määrittää miten ne pyörivät mittaamalla tähdenpilkkujen liikettä niiden pinnalla.

Hankaluuksia aiheutuu jo siitä, että tähdet ovat suunnattoman kaukana. Niiden magneettikentät tuottavat taatusti havaittavia purkauksia ja tähdenpilkkuja, mutta pistemäisenä säteilynlähteenä näkyvien tähtien pintailmiöiden tutkiminen on sittenkin äärimmäisen haastavaa. Modernin tähtitieteen menetelmin sitäkin kuitenkin osataan jo tehdä — apuna on hienostuneita matemaattisia menetelmiä ja supertietokoneiden mukanaan tuoma laskentakapasiteetti. Ei vain ole täysin selvää miten pilkut ja purkaukset liittyvät toisiinsa tai minkälaisessa magneetikentässä niitä syntyy. Vieläkin hankalampaa on selvittää minkälaisen magneettikentän tähteä kiertävät planeetat kokevat ja miten se vaikuttaa niiden olosuhteisiin, erityisesti elinkelpoisuuteen. Avainroolissa on joka tapauksessa astrofysikaalinen suure nimeltään Rossbyn luku.

---

Tähtien aktiivisuutta mitataan ja vertaillaan Rossbyn luvuksi kutsutulla suhdeluvulla. Sen kehitti ruotsalaissyntyinen meteorologi Carl-Gustaf Rossby kuvaamaan pallomaisen kappaleen pinnan merkittävien voimien suhdetta. Oleellisesti, luku kuvaa coriolisvoiman suhteellista suuruutta, joka puolestaan on kappaleen pyörimisen aiheuttama näennäinen voima. Coriolisvoima saa kappaleen pinnalla olevat liikeradat kaareutumaan sen pyörimisen mukaisesti. Kyse on vain näennäisvoimasta pyörivällä pinnalla, mutta sillä on fysikaaliset vaikutuksensa tähtiin ja planeettoihin.

Tähdille Rossbyn luku lasketaan tyypillisesti käyttämällä tähden pyörimisen ja konvektiivisen aikaskaalan suhdetta. Konvektiivisella aikaskaalalla tarkoitetaan aikaa, jossa kuumentunut materia nousee tähden pintaan ja vajoaa taas takaisin syvyyksiin. Koska konvektion aikaskaalaa ei voida mitata suoraan, on tyydyttävä sen arviointiin karkeilla empiirisillä malleilla pohjautuen tähden väriin tai massaan. Tähden aktiivisuus puolestaan antaa mahdollisuuden arvioida sen magneettikentän voimakkuutta, mikä rajoittaa planeettojen elinkelpoisuutta, ellei planeetan oma magneettikenttä ole suojaamassa sen kaasukehää. Toisinaan tosin sekään ei riitä. Voimakkaan magneettisesti aktiivinen tähti saattaa riisua planeetan sen kaasukehästä planeetan omasta magneettikentästä piittaamatta.

Oleellista on se, onko planeetan omalla magneettikentällä mahdollisuus toimia planetaarisena suojakilpenä vai ei. Liian lähellä tähteä, tähden Alfvenin pinnaksi kutsutun etäisyyden sisällä, tähden ja planeetan magneettikentät ovat sulautuneita toisiinsa. Se romahduttaa planeetan magneettikentältään saaman suojauksen ja altistaa sen kaasukehän tuhoavalle tähtituulelle. Varatut hiukkaset pääsevät silloin virtaamaan tähdestä planeetan kaasukehään magneettikentän ohjatessa ne maaliinsa. Esimerkiksi TRAPPIST-1 -järjestelmän planeettojen tilanne voi olla juuri sellainen, mikä tekisi niistä jokaisesta elinkelvotomia Maahan verrattuna arviolta satakertaisella voimalla puhaltavan tähtituulen riepotellessa niiden suojattomat kaasukehät tiehensä. Ajatusmalli sopii hyvin yhteen järjestelmän sisimpien planeettojen kaasukehättömyyden kanssa ja antaa sille selityksensä. Jos jopa kaikki TRAPPIST-1 -järjestelmän kiertolaiset ovat toisinaan tähtensä Alfvenin pinnan sisällä tähden aktiivisuuden ja magneettikentän voimakkuuden vaihdellessa, ne ovat saattaneet menettää kaasukehänsä jo vuosimiljardeja sitten.

Magneettinen elinkelpoinen vyöhyke

Jos erilaisten planeettojen elinkelpoisuutta voitaisiin arvioida perustuen kuinka suuret mahdollisuudet niillä on suojaavaan magneettikenttään tähden magneettisen aktiivisuuden huomioiden, voitaisiin samalla asettaa täsmentäviä lisäehtoja kiviplaneettojen elinkelpoisuudelle. Suurimmat vaikutukset olisivat eittämättä sellaisten planeettojen arvioituun elinkelpoisuuteen, jotka ovat lähempänä tähteään ja joiden tähti on magneettiselta aktiivisuudeltaan voimakkaampi. Se tarkoittaa ensisijaisesti punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja.

Vaikutusta on myös planeetan massalla. Massiivisempi planeetta voi tuottaa voimakkaamman magneettikentän suojakseen ja sietää siten elinkelpoisuutensa säilyttäen voimakkaampaa tähden aktiivisuutta. Massiivisemman planeetan voimakkaampi magneettikenttä ei kuitenkaan ole aivan selviö, koska yhtenä tekijänä on planeetan kemiallinen koostumus. Jos planeetan metallinen ydin on liian pieni, ei sen ulkoytimen alueella ehkä virtaa kylliksi nestemäistä metallia globaalin magneettikentän muodostumista silmällä pitäen. Ydin voi olla kokonaisuutena niin kovassa paineessa, että se on olomuodoltaan kiinteä. Silloinkin magneettikentän muodostumiselle voi kuitenkin olla vaihtoehtoisia reittejä. Supermaapallon kivinen vaippa voi tuottaa suuren massansa avulla riittävän voimakkaan magneettikentän pitääkseen planeetan suojattuna. Kuuma magma voi muuttua kovassa paineessa sähkönjohteeksi, mikä mahdollistaa magneettisen magmadynamon muodostumisen.

Planetaarisen magneettikentän muodostumismekanismi ei kuitenkaan ole kovinkaan suuressa roolissa lopputuloksen kannalta. Jos planeetta on Alfvenin pinnan sisäpuolella, se menettää nopeasti elinkelpoisuutensa riippumatta magneettikenttänsä yksityiskohdista. Alfvenin pinta tarjoaa siten keinon rajata elinkelpoisia vyöhykkeitä niiden sisäreunasta perustuen magneettikentän vaikutuksiin.

Sovellettaessa uutta Alfvenin pinnan elinkelpoisuuskriteeriä tunnettuihin elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneettoihin, on aluksi hyödyllistä vertailla tuloksia Aurinkokuntaan. Auringon Alfvenin pinta on jossakin 10-40 Auringon säteen etäisyydellä tähtemme pinnasta, mikä vastaa 5-19% maan ratasäteestä. Arviot vaihtelevat riippuen siitä kuinka aktiivinen Aurinko sattuu olemaan 11-vuotisen magneettisen syklinsä eri vaiheissa. Alfvenin pinta on siis varsin lähellä Auringon pintaa ja järjestelmämme planeetat ovat siksi magneeettikenttien yhdistymisen vaaroilta turvassa. Jos planeetta olisi edes ajoittain Alfvenin pinnan sisällä, sen magneetikenttä yhdistyisi tähden magneettikentän kanssa, tähtituulen varatut hiukkaset pääsisivät virtaamaan esteettä kaasukehään asti, ja kaasukehän molekyylit saisivat nopeassa tahdissa riittävästi liike-energiaa paetakseen planeetan vetovoimakentästä. Kaasukehä vuotaisi nopeasti avaruuteen ja planeetan elinkelpoisuus olisi mennyttä. Aurinkokunnassa ilmiö ei pääse rajoittamaan planeettojen elinkelpoisuutta.

Tulos on sen sijaan huolestuttava ajateltaessa punaisten kääpiötähtien kiertolaisten elinkelpoisuutta (Kuva 1.). Punaisten kääpiötähtien järjestelmissä Alfvenin pinta on karkeasti samalla etäisyydellä kuin tähden elinkelpoinen vyöhyke, mikä tekee elinkelpoisuudesta pelkän haaveen laajalle skaalalle punaisten kääpiöiden planeettakuntia. Rajoitteet eivät kuitenkaan ole kaikenkattavia, ja elinkelpoisille planeetoille on edelleen runsaasti mahdollisuuksia sellaisten punaisten kääpiötähtien järjestelmissä, joissa tähti on aktiivisuudeltaan vaatimatonta tyyppiä tai elinkeploinen vyöhyke hiukan kauempana. TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetat eivät kuitenkaan kuulu sellaisia tähtiä kiertävien planeettojen joukkoon.

Elinkelpoisuuteen eivät riitä sopivat lämpötilaolosuhteet ja magneettiselta aktiivisuudeltaan rauhallinen tähti. Ne kuitenkin edesauttavat elinkelpoisuutta ja on huomioitava arvioitaessa lähiavaruuden planeettojen mahdollisuuksia ylläpitää elinkelpoisia olosuhteita. Tähden magneettinen aktiivisuus on yksi huomioitava tekijä, mutta sen vaikutusten arviointi on kaukana suoraviivaisesta. Voimme silti laskea karkeita arvioita sille, millä etäisyyksillä tähdestä planeetan magneettikenttä ei voi riittää suojaamaan sen pintaa tähden voimakkaalta hiukkastuulelta. Sellaisilla planeetoilla elinkelpoisuuskaan ei ole mahdollista.

---

Jäätynyt valtameriplaneetta

10.2.2026 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

Lähin tunnettu elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneetta, Proxima b, on ominaisuuksiltaan ja luonteeltaan lähes täysin hämärän peitossa. Se on lähin mahdollinen kandidaatti maankaltaiseksi, elämää pinnallaan ylläpitämään kykeneväksi planeetaksi, vaikka vaikuttaakin siltä, että punaisten kääpiötähtien planeetat eivät ole kovinkaan hyviä ylläpitämään biosfäärejä. Pohjimmiltaan tietojemme putteellisuus johtuu käytettävissä olevien havaintomenetelmien rajoitteista. Proxima b ei kulje näkökulmastamme katsottuna tähtensä editse, joten sen suorat koonmittaukset ja koostumuksen arvioinnit esimerkiksi läpäisyspektroskopian avulla eivät tule kyseeseen. On tyydyttävä arvioon planeetan massasta, oletuksiin sen luonteesta kiviplaneettana ja todennäköisenä pidettävään joukkoon koostumusmalleja.

Pieni minimimassa, joka on ainoa planeetan fysikaalisesta luonteesta havaintomenetelmillä saatava parametri, kertoo Proxima b:n olevan suurella todennäköisyydellä kiviplaneetta. Silloin sen massasta karkeasti kolmannes on metallisessa ytimessä ja loput kivisessä vaipassa. Järjestelmästä havaittu sisempi planeetta takaa sen, että Proxima b ei ole syntynyt kaikkein sisimpänä järjestelmässään, joten sillä tuskin on Merkuriuksen tapaan merkittävästi massiivisempaa metalliydintä. Vain aivan sisimpänä syntyneet planeetat voivat saavuttaa siihen vaadittavan, riittävän suuren metallipitoisuuden. Proxima b voi olla myös hyvin vetinen. Vaikka veden määrälle ei ole mahdollista asettaa alarajaa, sitä saattaa olla planeetan koostumuksesta peräti neljänneksen verran.

On siis perusteltua ajatella Proxima b:n voivan olla valtameriplaneetta, jonka pinnalla lainehtii jopa satojen kilometrien paksuinen vesimassa. Vaikka varmojen johtopäätösten teko on vaikeaa, voimme olettaa vettä olevan planeetan pinnalla ja tarkastella sitten minkälaiseksi sen pintakerrokset muotoutuisivat perustuen hyvin tunnettuihin fysiikan lakeihin, kuten termodynamiikkaan. Planeetta pysyy sisuksistaan lämpimänä aivan kuten maakin, mutta lisänä ovat läheisen tähden suuremmat vuorovesivoimat. Myös maata suurempi massa tarkoittaa, että Proxima b:n sisuksissa on enemmän radioaktiivisia aineksia, jotka tuottavat hajotessaan lämpöä. Tähden säteilykin on hyvin tiedossa, ja sen lämmittävä vaikutus Proxima b:n pinnalla osataan arvioida hyvin tarkasti. Ne tiedot antavat reunaehdot, joiden pohjalta planeetan ominaisuuksia voidaan arvioida perustuen erilaisiin oletuksiin sen koostumuksesta.

Vailla kasvihuoneilmiötä

Kasvihuoneilmiön lämmittävään vaikutukseen vaaditaan kaasukehä, jossa on lämpöä sitovia kaasuja kuten hiilidioksidia tai metaania. Myös vesihöyry voi voimistaa kasvihuoneilmiötä, ja sitä onkin helposti saatavilla vetisen valtameriplaneetan olosuhteissa. Punaisten kääpiötähtien aktiivinen luonne vain tuottaa planeetoille haasteensa. Tähtituuli, voimakkaat purkaukset ja intensiivinen korkeaenerginen säteily riistävät helposti tähtiä lähellä radallaan kiertävien planeettojen kaasukehien ainesta. Ensin karkaavat keveimmät alkuaineet. Ultraviolettisäteilyn hajoittaessa vettä ja metaania, vapautuu vetykaasua, joka karkaa herkimmin avaruuteen. Myös raskaammat molekyylit voivat karata, ja niiden vuoto avaruuteen miljoonien vuosien aikaskaalassa heikentää kaasukehän kasvihuonevaikutusta. Se saa planeetan pintalämpötilan putoamaan merkittävästi aina lähelle laskennallista tasapainolämpötilaa, jossa planeetan pinnalle saapuvaa tähden säteily kyllä lämmittää mutta lämpöä myös karkaa planeetan säteillessä sitä avaruuteen.

Punaisten kääpiötähtien planeettojen suhteen vuorovesilukkiutuminen tuo mukanaan omat rajoitteensa. Tähden säteilyä saapuu vain planeetan valaistulle puoliskolle, ja pimeän puoliskon lämpötilat romahtavat nopeasti hyvin kylmiksi, koska ohut kaasukehä ei riitä tasaamaan lämpöä puoliskojen välillä. Proxima b:n tapauksessa lämpö saattaa riittää pitämään sulana vain ympyränmuotoisen alueen valoisan puoliskon keskellä. Sekin saattaa umpeutua pehmeän jään liikkeiden peittäessä avoveden ja lopputuloksena on kauttaaltaan jäätynyt maailma, joka muistuttaa suurikokoista jään peittämää kuuta kuten Europa tai Enceladus. Mutta mitä kohtalo jäätyneenä maailmana tarkoittaisi esimerkiksi Proxima b:n kohdalla?

Kivisen planeetan globaali valtameri ei voi jäätyä kuin pinnaltaan, koska kivisen vaipan lämpö riittää mainiosti vesivaipan pitämiseen sulana jääkuoren alla. Veden olomuotoon vaikuttavat oleellisesti lämpötila ja paine. Tutusta kolmen olomuodon maailmastamme poiketen, vesi ei kuitenkaan käyttäydy kiltisti ja yksinkertaisella tavalla planeettojen sisuksissa. Kasvava paine tuo mukanaan tavallisen jään lisäksi muitakin korkean paineen kiinteitä muotoja, jotka eivät kellu nestemäisen veden päällä (Kuva 1.). Lopputuloksena on kerrostuneita rakenteita, jotka aiheutuvat paineen ja lämpötilan kasvusta syvemmälle mentäessä. Järjestystä kuitenkin rikkoo geoterminen lämpö, joka sulattaa korkeassa paineessa jäätä nestemäiseksi vedeksi saaden sen karkaamaan keveämpänä ylemmäksi ja siirtämään samalla lämpöä ja mineraaleja nestemäisen meren alueelle. Sillä on merkittävät seurauksensa globaalin valtameren koostumukseen.

Maata hiukan suurempana Proxima b:n jääkuori ei voisi helposti pysyä sulana kuin runsaan kilometrin paksuisena kerroksena. Jos kaasukehä on ohut ja planeetan pintalämpötila vastaa karkeasti sen laskennallista tasapainolämpötilaa. Kasvihuoneilmiön ollessa heikkoa, Proxima b on pinnaltaan ehdottomasti jäässä jääden viileään, noin -16 celciusasteen lämpötilaan. Vuorovesilukkiutumisen ansiosta planeetan lämpötilajakautuma ei kuitenkaan voi olla tasainen, joten sulaa vettä voi esiintyä sen valaistulla puoliskolla. Se antaa planeetalle erikoisen, silmää muistuttavan ulkoasun. Valaistun puolen keskellä oleva avovesi höyrystyy ja muodostaa yläpuolelleen pysyvän pilvimuodostelman. Avoveden ulkopuolella näkyy kuitenkin vain jäätä, joka halkeilee lämpimällä puolella jatkuvalla tavalla voimakkaiden vuorovesivoimien puristuksessa.

Jään peittämän planeetan ei tarvitse olla pinnaltaan kovinkaan yhtenäinen. Tiedämme jo Aurinkokunnan jäisten kappaleiden perusteella, että niiden pinta voi olla monenlaisten voimien ja mekanismien muokkaama. Vuorovesivoimien ja jäänalaisen valtameren lämpölaajenemisen vuoksi pinta muistuttaa kuin halkeillutta munankuorta, jonka alta orgaanisen aineksen ja suolojen kyllästämä merivesi pääsee pintaan. Merkkinsä jättävät myös meteorit. Niiden osumakohtiin saattaa muodostua paineaallon vaikutuksesta syviä halkeamia, jotka sitten täyttyvät merivedellä. Jäisellä pinnalla esiintyy myös kryovulkanismia, eli tulivuoritoimintaa muistuttavaa jään käyttäytymistä. Lämmin jää tai sula vesi voi purkautua pinnalle magman tavoin muodostaen laakeita purkausvuoria ja geysireitä, joita näkyy näyttävimmillään Enceladusin pinnalla. Vaikka jään korkeuserot tasoituvat tyypillisesti nopeasti, jäälautat saattavat vaeltaessaan törmäillä muodostaen satojen metrien harjanteita.

Elämän edellytykset

Voimme kuvitella elämän kukoistavan jään peittämän valtameriplaneetan olosuhteissa. Jos vettä ei ole niin paljon, että sen muodostama suuren paineen eksoottisten jäiden kerros eristää allaolevan kivisen vaipan nestemäisestä merestä, mineraalien kulkeutuminen valtamereen on mahdollista. Elämän edellytysten täyttyminen vaatii käytännössä sitä, että merenpohjan kivivaipan geologinen aktiivisuus pääsee kosketuksiin kylmän meriveden kanssa. Vain se voi vuottaa suuria lämpötila- ja kemiallisia gradientteja, joiden mahdollistamia kemiallisia reaktioita organismit voisivat käyttää aineenvaihduntansa ylläpitämisessä. Elämä tarvitsee energiavirran, jolla ylläpidetään entropiaminimiä ja rakenteellista, lisääntymiseen kykenevää kokonaisuutta.

Geoterminen energia voisi luoda myös lukemattomilla eksoplaneetoilla elämän lähteet, joita kutsumme omalla planeetallamme merenpohjan mustiksi savuttajiksi. Niiden eliöstö selviää mikrobien perustuotannon avulla, jossa bakteerisolut saavat energiansa purkausaukkojen kuumaan veteen liuenneista rautasulfideista ja muista energiaa sisältävistä yhdisteistä. Samalla ne saavat muita hivenaineita, ja hiiltä, jotta voivat kasvaa ja lisääntyä purkausaukkojen yhteydessä. Kyse on kemosynteesistä, joka on energiantuotantomuotona ehkäpä fotosynteesiä eli yhteyttämistä heikompi, mutta muitakaan mahdollisuuksia ei merenpohjan syvyyksissä ole. Jään peittämien planeettojen valtameristä puuttuu paljolti pinnan yhteyttävän elämän mahdollisuudet kokonaan, joten syvyyksien geoterminen kemosynteesi on elävien solujen ainoa vaihtoehto.

Jos jääpeite on kuitenkin riittävän ohut ja materianvaihto jään pinnan ja valtameren välillä on mahdollista, voimme kuvitella jääpeitteen pintakerroksissa esiintyvien yhteyttävien organismien kykenevän sinnittelemään elossa. Niiden on tosin oltava pinnan voimakkaalta ultraviolettisäteilyltä suojattuna, muutamia senttejä jään pinnan alla. Ne voisivat saada ravinteensa kryovulkanismin ja jään halkeamien myötä pintaan nousevasta merivedestä ja levitä ohuen kaasukehän tuulten mukana lepotilassa uusille alueille jäähiukkasten sisällä. Jään pinnalla ne voisivat saada lisäravinteita avaruudesta putoavan pölyn mukana, jota planeetoille sataa jatkuvasti suuria määriä, vaikka maapallon elämän suhteen se tarjoaakin vain huomaamattoman mitättömän materiaalisen lisän. Resurssiniukalla jääkentällä sekin pieni pölymäärä voisi kuitenkin olla oleellisessa roolissa ylläpitämässä elämän edellytyksiä.

Jäiset planeetat ovat joka tapauksessa yksi aliarvostetuimpia elämän kehtoja maailmankaikkeudessamme. Ne eivät voi ylläpitää maankaltaisia näyttäviä pinnan biosfäärejä, tai mahdollistaa sivilisaatioita rakentavien älykkäiden lajien olemassaoloa. Ne voivat kuitenkin olla yleisimpiä eläviä maailmoja ja tarjota ainakin laajimmat elämän esiintymiselle suotuisat olosuhteet maailmankaikkeudessamme. On mahdollista, että maankaltainen elämä on hyvin harvinaista. Jos niin onkin, sama ei välttämättä päde alkuunkaan jäisten valtameriplaneettojen tapaukseen. Niitä voi olla jopa jokaisessa tähtijärjestelmässä, ja lähin jäisen kuoren peittämä elinkelpoinen planeetta saattaa olla lähimmän järjestelmän Proxima b. Uunituore planeettalöytö HD 137010 b saattaa myös hyvinkin olla elinkelpoinen, jääkuoren peittämä valtameriplaneetta.

Olemme kuitenkin siinä onnellisessa asemassa, että voimme tutkia valtameriplaneettojen miniatyyriversioita jo omassa planeettakunnassamme. Se tutkimus saa lähitulevaisuudessa taatusti lisäkierroksia, kun Europa Clipper -luotain pääsee tutkimaan Jupiterin kuun Europan pintaa ja valtamerta vuoden 2030 keväällä.

---

Viileä mutta elinkelpoinen

2.2.2026 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen

Sain runsas vuosikymmen sitten yllättävää sähköpostia. Lähettäjänä oli harrastaja-astronomi Aleksander Venner, joka esitteli itsensä yhdysvaltalaisena koulupoikana. Hän oli erittäin kiinnostunut eksoplaneetoista ja niiden etsimisestä. Viestissään hän kertoi löytäneensä kiinnostavia tähtiä, joiden radiaalinopeusmenetelmällä mitattu liike näytti viittaavan planeettoihin. Suhtauduin asiaan epäillen mutta hän vaikutti tuntevan alan kirjallisuutta kertoessaan miten aiemmissa tieteellisissä julkaisuissa kohteiden planeettoja oli jäänyt raportoimatta. Vastasin kohteliaasti ja pyysin lisätietoa. Hämmästykseni oli melkoinen, kun Venner vastasi.

Hän oli käynyt läpi olemassaolevia havaintoja. Myöhemmin fysiikan Nobelin palkinnonkin saaneiden Michal Mayorin ja Didier Quelozin havaintoprojektissa Euroopan eteläisen observatorion HARPS -instrumentilla tehtyjä havaintoja olikin runsaasti, ja tiesin itsekin niissä piilevän planeettojen signaaleja, joita ei oltu vielä raportoitu missään. Venner oli ladannut arkistoista havainnot itselleen, käsitellyt ne ohjelmistolla, jonka Mayorin ja Quelozin ryhmä oli tuottanut, ja etsinyt vieläpä saamistaan radiaalinopeuksista planeettojen signaaleja. Venner oli laskenut havaintosarjojen periodogrammit. Se on perinteikäs matemaattinen työkalu jaksollisten signaalien etsinnässä ja hyvin suosittu helppokäyttöisyytensä ja suoraviivaisuutensa vuoksi. Tulkinnallisesti periodogrammit saattavat kuitenkin olla hankalia, ja Venner halusikin kysyä oliko hän tuloksineen oikeilla jäljillä.

Kaikki näytti lupaavalta. Yhdessä Hugh Jonesin kanssa teimme pikaisesti Hertfordshiren yliopistossa samojen havaintojen riippumattoman analyysin. Tulokset osoittivat, että Venner oli löytänyt signaaleja, jotka saattaisivat olla toistaiseksi tuntemattomien planeettojen tuottamia. Totesimme tuntemattoman 16-vuotiaan nuoren tehneen tieteellisesti pätevää työtä, joka olisi laadultaan riittänyt vaikkapa maisterin tutkintoon vaadittavaksi lopputyöksi melkein missä vain yliopistossa.

Tulokset eivät kuitenkaan kestäneet huolellisempaa tarkastelua, vaan niiden varmentamiseen olisi vaadittu lisähavaintoja. Kyse oli tulkinnallisista ongelmista. Kohteiden radiaalinopeuksissa havaitut muutokset saattoivat kieliä useista planeetoista tai vaihtoehtoisesti jostakin muusta jaksollisuuksia tuottavasta ilmiöstä, kuten tähden pyörimisestä tai aktiivisuussykleistä. Tulosten varmentamiseen ei tuolloin ollut mahdollisuuksia, joten ne jäivät sivuun kiinnostavampien ja kiireellisempien tutkimuskohteiden tieltä. Nuori eksoplaneettatutkijan alku ei sen sijaan jättäytynyt sivuun, vaan väitteli noin vuosikymmen myöhemmin tähtitieteen tohtoriksi.

Yksi ainoa ylikulku

Ylikulkumenetelmä on hyvin luotettava tapa havaita eksoplaneettoja ja tutkia niiden ominaisuuksia, mutta siihen sisältyy tiettyjä reunaehtoja. Ylikulkuja on voitava havaita vähintäänkin kolme, koska silloin saadaan kaksi toisistaan riippumatonta mittausta planeetan kiertoajasta tähden ympäri. Samalla voidaan varmistua, että jokainen ylikuluista tosiaankin aiheutuu saman planeetan liikkeestä tähden editse. Jos ylikulkuja nähdään vain kaksi, niiden tulkinta saman planeetan aiheuttamaksi voi jäädä täysin varmentamatta ja on epäselvää jopa kuinka monta planeettaa on havaittu. Yksi ainoa ylikulku on taatusti peräisin yksittäisen planeetan liikkeestä, mutta sen ominaisuuksien tutkiminen on huomattavan vaikeaa. Planeetan kiertoajan pituudesta ei saada suoraa tietoa, kuten ei saada myöskään sen radan ominaisuuksista. On vain hetki, kun planeetan varjo vilahtaa tähden editse, jonka jälkeen se on mennyttä. Noin 146 valovuoden etäisyydellä sijaitsevan Aurinkoa himmeämmän oranssin tähden HD 137010 editse vilahti juuri sellainen varjo mutta se tapahtui jo vuonna 2017, lähes vuosikymmen sitten.

Yksittäisestä ylikulusta ei saa paljoakaan irti, joten tähtitieteilijöiden tavallinen strategia on ollut etsiä vain toistuvien ylikulkujen merkkejä. Koska havaintoja tehdään robotisoiduilla avaruusteleskoopeilla sadoistatuhansista tähdistä, niiden läpikäymiseen on pakko käyttää automaattisia algoritmeja. Ja jos algoritmi etsii jaksollisuuksia, yksittäinen himmeneminen jää vääjäämättä näkemättä. Tähtitieteilijät ovat sellaisille sokeita, ellei sitten muokata algoritmia sellaiseksi, että se pyrkii vain tunnistamaan havainnoista ylikulkua muistuttavia muutoksia. Vaihtoehtona on katsoa havaintoja silmämääräisesti. Se on työlästä, mutta ihmissilmä on erinomainen havaitsemaan tietynlaisia muutoksia aikasarjamuotoisissa havainnoissa. Venner näki kouluajoistaan asti harjaantuneella silmällään jotakin tähden HD 137010 havainnoissa, ja päätti tarkistaa tieteellisen huolellisesti mistä oli kyse. Kun tietää mitä etsiä, yksittäinenkin ylikulku voi hypätä havainnoista esiin hyvinkin selvästi, vaikka se olisi suuruudeltaan vain kahden kymmenestuhannesosan suuruinen (Kuva 1.).

Kun kyseessä on oranssi kääpiötähti, se on kooltaan hiukan Aurinkoa pienempi. Arvioitu koko on noin 71% Auringosta ja kahden kymmenestuhannesosan himmeneminen tarkoittaa sitä, että planeetta voi peittää tähdestään vain sen verran säteilyä. Silloin geometria antaa planeetan kooksi 6% Maata suuremman lukeman. Kyse on siten lähes maankokoisesta planeetasta mutta toisten ylikulkuhavaintojen puutteessa, planeetan kiertoaika ja siten etäisyys tähdestään ovat tuntemattomia. Niitä voi kuitenkin koettaa arvioida ja siinä auttaa ylikulun kesto.

Uusi eksoplaneettatuttavuus HD 137010 b liikkuu tähtensä ohitse noin kymmenessä tunnissa (Kuva 1.). Tarkka ylikulun keston määritys on hankalaa, koska tähden kiekon kirkkaus sen reuna-alueilta ei ole tarkasti tiedossa. Suurempia epävarmuuksia tuottaa kuitenkin se, ettemme tiedä missä kohtaa tähden näkyvää kiekkoa ylikulku tapahtuu. Jos se sattuu keskellä, kesto viittaa nopeampaan liikkeeseen kuin jos se sattuisi lähellä tähden kiekon reunaa, jolloin matka tähden editse olisi lyhyempi ja planeetta saattaisi siten olla paljon kauempana tähdestään. Epävarmuudet voi kuitenkin ottaa huomioon, ja tutkijat ovatkin tehneet mainiota työtä saadakseen selville planeeetan kiertoajan selville mahdollisimman luotettavasti epävarmuuksineen.

Planeetta vaikuttaa lämpötilaltaan viileältä, pinnaltaan jäiseltä maailmalta (Kuva 2.). Se kiertää tähtensä kerran noin 350 päivässä asettuen elinkelpoisen vyöhykkeen ulkoreunalle. Vaikka lukema on varsin epävarma, se on sitä enimmäkseen ylöspäin. Arvioiden virheen huomioiden, planeetta saattaa olla jopa keskellä tähtensä elinkelpoista vyöhykettä, mikä tekisi siitä Maata viileämmän mutta hyvinkin elinkelpoiselta vaikuttavan paikan. Jos sen ylikulku kuitenkin sattuu tähden kiekon reunan lähettyvillä, se saattaa olla huomattavasti pidemmällä radalla, jopa tuhannen päivän kiertoradalla — sekin olisi vielä juuri ja juuri yhteensopivaa havaintojen kanssa. Mitä luultavimmin planeetan kiertorata ei ole noin 500 päivää pidempi, joten kyse tuskin on ulkoplaneettakunnan maailmasta, joka on kylmyyden vuoksi täysin elinkelvoton. Asiaa havainnollistaa planeetan pinnalleen saaman säteilyn määrä (Kuva 2.). Sitä lämmittää vain karkeasti kolmannes Maan radallaan saamasta säteilystä mutta vieläkin matalammat lukemat ovat mahdollisia. HD 137010 b vaikutttaakin olevan pinnaltaan hiukan viileämpi kuin Mars, mutta sen Maata suurempi koko tuo mukanaan mielenkiintoisia mahdollisuuksia.

Elinkelpoinen jään peittämä planeetta?

Vaikka uuden planeettatuttavuuden ominaisuudet eivät ole täysin selvillä, se on ehdottomasti kiinnostava kohde jatkotutkimuksia silmällä pitäen. Niiden suhteen tiedossa vain on lukuisia vaikeuksia. Planettaa ei ole helppoa havaita millään käytössä olevalla menetelmällä.

HD 137010 b:n massa ei ole tiedossa, koska tähteä on havaittu radiaalinopeusmenetelmällä vain vähän ja planeetta on hyvin hankala havaittavaksi. Mayorin ja Quelozin havaintoprojektissa kohde on ollut matalan prioriteetin tähti ja siksi siitä on karttunut runsaassa kahdessa vuosikymmenessä havaintoja vain kourallinen. Pieni määrä havaintoja ei riitä planeetan massan määrittämiseen perustuen sen vetovoimavaikutukseen tähteensä, ja siksi arvioita keskitiheydestäkään ei ole saatavilla. Lisäksi, HARPS ei ole riittävän tarkka instrumentti, jotta karkeasti maanmassaisen planeetan vetovoimavaikutus voitaisiin määrittää sen kiertäessä vain kolmanneksen Aurinkoa keveämpää tähteä Maan radan etäisyydellä tai jonkin verran kauempana. Planeetan olemassaolo voitaisiin ehkä varmentaa ja sen massa määrittää noin kymmenen kertaa tarkemmalla toisella spektrografilla nimeltään ESPRESSO. Ei kuitenkaan ole varmaa, että se onnistuisi, koska tähden kirkkausvaihtelut viittaavat aktiivisuuteen ja niiden tuottamat variaatiot saattaisivat peittää planeetan signaalin näkyvistä.

Emme siis tunne HD 137010 b:n keskitiheyttä emmekä voi siksi arvioida sen koostumusta kuin vain karkeasti. Elinkelpoisuuden kannalta kriittisintä on veden määrä planeetan pinnalla. Pienet määrät vettä olisivat luultavasti umpijäässä planeetan olosuhteissa. Vaikka suolaisuutensa vuoksi nestemäisen veden taskuja voisi esiintyä paksujen jäätiköiden alla, elämän edellytysten täyttyminen vaikuttaa haastavalta. Tilanne olisi kuitenkin toinen, jos vettä olisi huomattavia määriä.

Useiden kilometrien paksuinen vesikerros planeetan pinnalla jäätyisi herkästi noin kilometrinpaksuiseksi jääkuoreksi. Sen alla voisi kuitenkin olla syvä globaali valtameri, joka muodostaisi planeetalle valtavan suuren vetisen elinympäristön. Siksi HD 137010 b voi olla ensimmäinen havaittu maapallonkokoinen, pinnaltaan jäätynyt valtameriplaneetta. Ennen kaikkea, se on yksi harvoja tunnettuja mahdollisesti elinkelpoisia planeettoja, joka on välttynyt vuorovesilukkiutumiselta. Planeetta on niin kaukana tähdestään, että tähden vuorovesivoimat eivät tuota vuorovesilukkiutumista miljardienkaan vuosien aikaskaalassa.

HD 137010 b vaikuttaa olevan viilein toistaiseksi löydetty elinkelpoisen vyöhykkeen planeetta. Sen pinnalla voi kuitenkin olla nestemäistä vettä, koska realistiset hiilidioksidipitoisuudet sen kaasukehässä riittäisivät lämmittämään planeetan suotuisaksi nestemäisen veden esiintymiselle. Planeetan kaasukehän havaitseminen on tosin toistaiseksi teleskoopiemme ulottumattomissa, koska emme osaa ennustaa milloin planeetan ylikulku saattaisi tapahtua. Tarvittaisiin kattava havaintokampanja, jotta ylikulkuja voitaisiin havaita ja määrittää planeetan tarkka ratajakso. Vasta sen jälkeen olisi mahdollista koettaa käyttää hyväksi läpäisyspektroskopian menetelmää ja saada tietoja planeetan kaasukehän koostumuksesta. Se olisi kuitenkin huomattavan hidasta, koska ylikulkuja olisi havaittava useita, ehkä useita kymmeniä, ja niiden tekemiseen kuluisi siten aikaakin kymmeniä vuosia.

Tulevaisuudessa ainoa toimiva tapa saada merkittävästi uutta tietoa planeetasta saattaakin olla suora kuvaaminen. Edes 2040-luvulla avaruuteen laukaistavaksi kaavailtu ja elinkelpoisten planeetojen kuvaamiseen suunniteltu HWO-avarusteleskooppi ei kuitenkaan ehkä kykene näkemään planeettaa sen kaukaisuuden vuoksi. Selvää on joka tapauksessa se, että HD 137010 b on kiinnostava planeetta astrobiologisessa mielessä. Kestää vain varmuudella vuosikymmeniä ennen kuin saamme siitä uutta tietoa ja kykenemme arvioimaan sen elinkelpoisuutta ja muita ominaisuuksia.

---

Löydöstä uutisoi myös Tähdet ja avaruus verkkosivullaan.

---

Katse elinkelpoisen planeetan kaasukehään

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

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

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

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

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

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

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

Hankaluudet kaasukehän tutkimisessa

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

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

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

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

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

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

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

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

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

---

Kaaoksen tuhkasta

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

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

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

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

---

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

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

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

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

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

Miten planeettakuntien ikä resonoi?

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

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

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

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

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

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

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

---

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

---

Runsain mitoin vettä

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

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

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

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

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

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

Neljä elementtiä

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

---

Missä olet, pieni planeetta?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

---

Kuinka Maa sai alkunsa

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Kevyen asteroidivyöhykkeen malli

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

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

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

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

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

Kivenmurikat kasvattajina -malli

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

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

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

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

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

Muuttovoittoalueen malli

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

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

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

Jättiläisplaneettojen vierailun malli

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

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

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

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

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

Varhaisen kaaoksen malli

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

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

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

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

---

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

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

---

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

---

Jättiläiset ja kääpiöt

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

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

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

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

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

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

Pienten tähtien jättiläisplaneetat

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

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

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

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

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

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

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

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

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