Aamu-usvaa eksoplaneetoilla
Maan vaalea ja ajoittain tummanharmaa pilvipeite on tullut monelle taivaan tarkkailijalle tutuksi lukemattomina iltoina. Pilvet peittävät näkyvyyden tähtitaivaalle niin kovin herkästi, mutta niiden olemassaolo on vain hyväksyttävä. Elävällä planeetalla kuten Maa on oltava pilviä, koska veden on päästävä kiertämään ilmastojärjestelmässä höyrystyen kaasukehään ja tiivistyen sitten pisaroiksi, jotka satavat takaisin planeetan pintaan. Ilman veden ikiaikaista kiertokulkua ei olisi eroosiota tai se olisi vain hyvin heikkoa, ja hiilidioksidi ei pääsisi reagoimaan uuden kiviaineksen kanssa tai liukenemaan meriin sitoutuakseen sedimentteinä maankuoreen. Silloin tulivuoret puskisivat hiilidioksidin osuutta kaasukehässä aina vain ylöspäin johtaen planeetan voimistumaan kuumenemiseen ja elinkelvottomuuteen. On hyvä, että on pilviä, koska ilman niitä meitäkään ei olisi.
Monilla planeetoilla on kaasukehässään pilviä. Venuksen paksu pilvipeite estää tehokkaasti näkemästä planeetan pintaa muutoin kuin tutkan avulla ja kaasuplaneetat ovat paksujen pilviverhojen ikiaikaisessa syleilyssä. Myös Saturnuksen kuulla Titanilla on pilvinen kaasukehä, joka mahdollistaa kuun pinnalla sateet. Siellä sateet vain eivät koostu vedestä kuten Maassa, vaan nestemäisestä Metaanista, mikä on mahdollista kuun erittäin matalissa lämpötiloissa.
Myös lukemattomilla eksoplaneetoilla on pilvinen kaasukehä. Niistä vain on hankalaa saada systemaattisia havaintoja käytettävissä olevilla tutkimusmenetelmillä. Syy on varsin yksinkertainen. Pääasiallinen havaintomenetelmä, ylikulkumenetelmä, ei tarjoa helppoja mahdollisuuksia pilvien erottamiseen. Pilvikerros voi vain saada valoa läpäisemättömänä planeetan näyttämään aavistuksen kookkaamalta kuin se muutoin olisi. Pilvet myös estävät tähden säteilyä läpäisemästä niiden alapuolista osaa kaasukehästä, mikä tekee planeettojen kaasukehien havainnoista hankalampia. Pilvet ovat eksoplaneettatutkijoille kiusallinen hidaste, joka sotkee ja sumentaa lähitähtien ylikulkevista planeetoista saatavaa tietoa merkittävällä tavalla. Toisaalta, jos pilvistä itsestään saataisiin tietoa, ne auttaisivat kertomaan minkälaisia olosuhteita ja ilmiöitä planeettojen kaasukehissä esiintyy. Oleellista tietoa on se, mistä yhdisteestä pilvet koostuvat ja miten ne muodostuvat ja haihtuvat planeetan olosuhteissa.
Usvainen havainto
Miten saataisiin tarkkaa tietoa kaukaista tähteä kiertävän eksoplaneetan pilvistä? Lähtökohtaisesti se ei onnistukaan ellei ole käytössä tarkimpia mahdollisia instrumentteja, joita ihminen on rakentanut. James Webb -avaruusteleskooppi on jo nyt ollut tähtitieteilijöille huikea tietolähde ja sen avulla on saatu selville uusia puolia useista tunnetuista eksoplaneetoista. Siksi Brittiläisen Johns Hopkinsin yliopiston tutkijoiden johtolla tähtitieteilijät suuntasivat JWST:n kohti nimellä WASP-94A tunnettua järjestelmää, jonka kiertoradalta on aiemmin löydetty jättiläisplaneetta hyvin läheltä tähteä.
Ajatuksena oli tutkia planeetan kaasukehän pilvisyyyttä kiinnittämällä huomiota eroihin, joita havaitaan planeetan saapuessa tähden eteen ja poistuessa edestä. Planeetan saapuminen tähden eteen tuo varhaisen aamun puoliskon tähden eteen ensimmäisenä, kun taas sen poistuminen tähden edestä jättää iltahämärän kokevan osan planeettaa viimeisenä tähden pinnan eteen. Tilanne ei kuitenkaan ole aivan niin suoraviivainen, koska planeetta on pyörimisensä suhteen lukkiutunut näyttämään aina toisen puoliskonsa tähdelleen. Tarvitaankin kaasukehän virtauksia, jotka tuovat aamun puolelta viileää kaasua valaistulle puolelle ja vastaavasti siirtävät vastakkaisella puolella kuumaa kaasua pimeälle puolelle.
Havainnot osoittivat planeetan eri puolten olevan olosuhteiltaan selvästi erilaisia. Aamun puoli oli viileämpi, koska kaasu jäähtyy luonnollisella tavalla pimeällä puolella ollessaan suojassa tähden säteilyltä. Illan puoli taas oli kuumempi siellä näkyvän kaasun oltua tähden voimakkaassa paahteessa. Eroa havaittiin kuitenkin myös puoliskojen pilvisyydessä. Aamun puolella esiintyy pilviä, jotka koostuvat magnesiumsilikaateista, mikä on tyypillinen Maan kallioperän mineraali — tutummalta nimeltä magnesiumsilikaatien hydraatteja kutsutaan talkiksi. Illan puolella taas havaittiin pilvetön kaasukehä pilvien haihduttua päivän kuluessa tähden säteilyssä. Planeettaa peittää siten epäsymmetrinen pilviverho, joka noudattaa sen kaasukehän lämpötilajakautumaa.
Tutkijoiden selvityksen mukaan havainnoille on kaksi mahdollista selitysmallia. Voimakkaat tuulet saattaisivat puskea magnesiumsilikaattipilviä korkealle kaasukehään planeetan pimeällä ja viileämmällä puolella ja vastaavasti alaspäin valoisan puoliskon kuumuudessa. Silloin pilvet olisivat havaintojen tavoittamattomissa, kaasukehän syvyyksissä iltahämärän puolella planeetan kaasukehää. Ajatusta tukee mainiosti tietomme vastaavien kuumien jupiterien ominaisuuksista. Niiden pinta kuumeneen yli tuhanteen celciusasteeseen valaistulla puolella, mikä tuottaa voimakkaita tuulia ja myrskyvirtauksia lämpötilaerojen pyrkiessä tasoittumaan valaistun ja pimeän puoliskon välillä.
Toisen selitysmallin mukaan kyse ei olisi vain pilvien pystysuuntaisesta liikkeestä, vaan muodostumisesta ja haihtumisesta. Aamun puoliskolla olisi siten havaittavissa pimeällä puolella muodostunutta pilvisyyttä, kuin aamuisena sumuna, joka sitten haihtuisi tähden säteilyn tuottamassa kuumuudessa ja poistuisi päivän mittaan. Silloin sitä ei enää näkyisi illan puolella.
Tutkijat ennakoivat voivansa mitata eroja aamu- ja iltapuoliskojen lämpötiloissa, mutta mutta sen lisäksi he saivatkin yksityiskohtaista tietoa planeetan ilmastojärjestelmästä, sekä pilvien jakautumasta ja koostumuksesta. Sellainen mahdollisuus tutkia sääilmiöitä on toistaiseksi hyvin harvinaista herkkua eksoplaneettatutkimuksessa. Aiemmin ei ole ollut mahdollista saada yksityiskohtaista tietoa pilvipeitteistä, koska vastaavia eroja planeettojen puoliskojen välillä ei ole havaittu yhtä selvästi. Planeettojen säteilyspektrejä havaitsemalla on voitu vain tutkia niiden kaasukehien koostumuksia, mikä on paljastanut pilvisyyttä tuottavia yhdisteitä. Todennäköinen pilvimuodostelman havainto on kuitenkin huomattavasti tarkempaa tietoa ja onnistuu vain, koska planeetan illan puoliskolla vastaavia pilviä ei esiinny. Havaintojen epäsymmetria on tutkijoiden apuna.
Havainnolla on merkittäviä seurauksia, kun tutkitaan vastaavien kuumien jupiterien koostumusta. Aiemmin, kun eroja pilvisyydessä ei ymmärretty ottaa huomioon, planeetta WASP-94A b vaikutti sisältävän peräti satoja kertoja suuremman pitoisuuden alkuaineista happea ja hiiltä verrattuna Jupiteriin. Kyse oli kuitenkin osittaisen pilvisyyden aiheuttamasta harhasta havainnoissa, ja lukema saatiin korjattua noin viisinkertaiseksi huomioimalla pilvien epätasainen jakautuma planeetan kaasukehässä. Se on huomattavasti luotettavampi tulos, ja heijastaa sitä, että kuumia jupitereita sekä muita viileämpiä jättiläisplaneettoja syntyy sitä herkemmin mitä suurempi raskaampien aineiden pitoisuus on siinä aineksessa, josta ne saavat tähtensä mukana alkunsa.
2 kommenttia “Aamu-usvaa eksoplaneetoilla”
Vastaa
Happi kompleksisen elämän taustalla
Hengittäessämme happipitoista ilmaa pyörittääksemme happea tarvitsevaa aineenvaihduntaamme, on helppoa unohtaa, että ilmakehä ei ole aina olut hapen kyllästämä. Happea on ollut Maan ilmakehässä merkittävästi vain viimeiset kaksi miljardia vuotta. Noin 2.5 miljardia vuotta sitten alkanut happivallankumous vakiinnutti hapen osana ilmakehämme koostumusta. Ilmakehän happipitoisuus nousi tasaisesti ja saavutti vakaan tason noin 1.9 miljardia vuotta sitten, vaikka sen määrä olikin tuolloin vain kymmenyksen nykyisestä. Vuosimiljardin ajan hapen määrä pysyi varsin vakaana, koska yhteyttämällä energiaa ja orgaanisia aineita tuottamaan ryhtyneet organismit vapauttivat sitä runsain mitoin mutta vapaa happi sitoutui nopeasti merenpohjien ja mantereiden kiviainekseen. Se hapetti vuosimiljoonien ajan erilaisia mineraaleja, mikä kulutti vapaata happea samaa tahtia kuin sitä ehti syntyä. Myöhemmin hapen tuotanto kuitenkin voitti, ja tehokkaammin yhteyttävät organismit sekä hapettuvien mineraalien harvinaistuminen kasvattivat happipitoisuuden nykyiselle tasolleen.
Happi vaikutti koko planeettaamme aivan kuten se vaikuttaa toisiinkin elinkelpoisiin planeettoihin, joiden olosuhteissa kehittyy yhteyttävää elämää. Oleellista on kuitenkin sen rooli kompleksisen, aitotumallisen ja monisoluisen elämän synnyssä ja yleistymisessä. Meitä ei olisi ilman muinaista happipivallankumousta, kuten ei olisi myöskään merkittävää osaa planeettamme elonkehästä ja sen ravintoverkoista ja monimuotoisuudesta. Happi antoi meille elämän mutta yliarvioimme samalla helposti sen tarpeellisuutta ja yleisyyttä elävien planeettojen kaasukehissä. Happi on modernin astrobiologian enigma. Se on kyllä merkittävässä roolissa etsiessämme elämän merkkejä toisilta planeetoilta mutta on varsin hankalaa määrittää minkälaisesta roolista on kyse.
Happi ja evoluutio
Happea on pidetty yhtenä merkittävänä tekijänä planeettamme kehityshistoriassa, koska sen on sanottu avanneen organismien käyttöön uusia tapoja järjestää aineenvaihdunta. Oikeastaan kyse ei ole niinkään uusista tavoista, vaan vanhojen, varhaisen Maan oloissa kehittyneiden aineenvaihduntamekanismien laajamittaisesta käyttöönotosta. Happi on hyödyksi, koska se reagoi herkästi. Se reagoi monenlaisten atomien kanssa ja pyrkii riistämään niiltä elektroneita muodostaen hapettuneita yhdisteitä kuten esimerkiksi raudan kanssa syntyvää rautaoksidia eli ruostetta. Yksi vakaimpia muotoja on hapen ja vedyn yhdiste, jossa vedyn elektroni päätyy intiimiksi osaksi hapen atomirakennetta ja saa vetyatomit yhdistymään happeen hyvin vakaaksi vesimolekyyliksi.
Hapellisessa aineenvaihdunnassa on pohjimmiltaan kyse siitä, että monimutkaisemmat orgaaniset molekyylit, kuten sokerit, yhdistetään happeen. Lopputuloksena on vettä ja hiilidioksidia, joka vapautetaan kuona-aineena solun ulkopuolelle. Prosessi on jaettu modernien solujen monimutkaisessa aineenvaihduntakoneistossa lukuisiin osiin, joista jokainen tuottaa solulle tarpeellista kemiallista energiaa sopivan suuruisissa paketeissa. Solut polttavat hiilivetyjä sisuksissaan tuottaakseen energiaa mutta vailla suoran polttamisen räjähtävää vaikutusta, jota hyödynnämme polttomoottoreissa. Prosessi vaatii tietenkin vapaata happea, ja organismit näkevät varsin paljon vaivaa kuljettaakseen vapaan hapen solujensa käyttöön. Solujen sisällä reaktiivinen happi on edelleen hyvin vaarallinen molekyyli ja sen sitominen vaarattomaksi onkin tärkeää ennen sen varsinaista käyttötarkoitusta. Hyötynä ovat kuitenkin muihin energiantuotantoreaktioihin verrattuna moninkertainen tehokkuus, mikä mahdollistaa monisoluiset organismit ja suurikokoiset, aktiivisesti liikkuvat eläimet.
Aitotumallisten organismien yhteinen esivanhempi on peräisin ajanjaksolta noin 2.2 miljardia vuotta sitten. Ajankohta osuu keskelle planeettamme happivallankumousta, eikä se uusimpien tietojen valossa ole sattumaa. Niihin aikoihin eräät arkkisolut havaitsivat hyötyvänsä joistakin sisälleen ottamistaan bakteerisoluista. Sen sijaan, että käyttäisivät pienemmät bakteerit tavalliseen tapaan ravinnokseen, arkit antoivatkin niiden jatkaa elämäänsä solujensa sisällä. Syntyi uudenlainen symbioosi, jossa solujen tehtävät vuosimiljoonien kuluessa hiljalleen eriytyivät. Arkki huolehti muista elävän organismin ylläpitämiseen vaadittavista toiminnoista, mutta hapelliseen aineenvaihduntaan erikoistunut bakteeri sopeutui tuottamaan runsaasti energiaa. Se käytti energiasta osan itse ja antoi loput arkin toimintoihin saaden vastalahjaksi suojan vihamieliseltä ympäristöltä. Kyse oli yhdestä ensimmäisistä askeleista kohti modernia aitotumallista solua, jossa hapellinen aineenvaihdunta on annettu siihen erikoistuneiden erikoisten soluelimien, mitokondrioiden tehtäväksi. Ne ovat muinaisen symbioosissa eläneen bakteerin jälkeläisiä, mistä kertoo esimerkiksi kourallinen mitokondrioiden omia geenejä sääntelemässä niiden tehokkuutta paikallisesti. Yhteistyö alkoi aikana, jolloin Maan happipitoisuus oli alkanut kasvaa mutta happea ei vielä ollut kaikkialla.
Pitkiin aikoihin juuri mikään ei muuttunut. Noin 1.7 miljardia vuotta sitten ensimmäiset aitotumalliset solut elelivät merten hapellisissa ympäristöissä, joihin päätyi tunsaasti happea yhteyttävien sinibakteereiden toimiessa pinnalla. Sinibakteerit tuottivat happea ja vapauttivat sen veteen, josta aitotumalliset saattoivat kerätä sen omiin tarkoituksiinsa. Ne tuskin kykenivät leviämään aavalle merelle, jossa happipitoisuus oli huomattavasti matalampaa tasoa ja suuret merialueet olivat täysin hapettomia. Ne keskittyivät elämään matalikkojen hapellisisa pohjakerroksissa, niin syvällä, etteivät nähneet päivänvaloa. Ne edustivat elämän marginaaleja kaukana parrasvaloista, merten pintakerroksista, joissa yhteyttävät sinilevät ja monenlaiset muut bakteerit olivat hallitsevina elämänmuotoina.
Aitotumalliset pääsivät marginaaleista pääosaan vasta paljon myöhemmin. Se tapahtui vasta vajaa miljardi vuotta sitten, kun Maan happipitoisuus oli kasvanut jo lähelle moderneja lukemia. Tehokkaampi energiantuotanto vapautti aitotumallisten potentiaalin ja antoi lähtölaukauksen monisoluisuudelle, joka kulminoitui kambrikauden räjähdykseksi kutsuttuun monimuotoistumiseen ja nykyisten eläinten pääjaksojen syntyyn. Happi oli kaiken taustalla ja teki planeettamme nykyisestä monimuotoisuudesta mahdollista mutta mikään ei ollut vääjäämätöntä. Planeettamme olisi voinut aivan mainiosti pysytellä elävänä maailmana ilman suuria määriä happea. Silloin biosfäärimme saattaisi muodostua edelleen monenlaisista mikrobeista ja niiden muodoista. Aitotumalliset solut olisivat ehkä merenpohjien tuntumassa, sopeutuneena ainoisiin sopiviin hapellisiin olosuhteisiin, poissa päivänvalosta, jossa ravinto on runsaampaa ja kilpailu armotonta.
Happi on vaikuttanut planeettamme elämään huomattavasti yksityiskohtaisemminkin. Mainion esimerkin tarjoavat modernit kalat, joilla on uimistaan helpottamassa erityinen elin. Uimarakko auttaa kaloja sääntememään uimissyvyyttään ja tekee sen erittäin tehokkaasti. Sääntelemällä uimarakon sisältämän kaasun määrää kalat kontrolloivat uimissyvyyttään käyttämättä eviään ja kuluttamatta siten paljoakaan energiaa. Ensimmäisiltä kaloilta uimarakot puuttuivat, mutta se ei tietenkään tehnyt niistä millään tavalla kömpelöitä uimareita. Esimerkiksi modernit hait ovat virtaviivaisia, tehokkaita merten saalistajia ovat pärjänneet mainiosti ilman uimarakkoa jo noin 440 miljoonaa vuotta. Joillekin varhaisista kaloista hapensaanti oli kuitenkin kriittisessä roolissa niiden päädyttyä elämään vähähappisiin pintavesiin.
Uimarakollisten kalojen esivanhemmille kehittyi tapa haukata ilmaa pinnasta niiden vetisen elinympäristön kärsittyä happivajeesta ja heikentäen kidusten riittävää toimintaa. Tapaa on saattanut edesauttaa planeettamme happipitoisuuden heilahdus matalammaksi biologisten ja geologisten tekijöiden seurauksena, mutta jotkin kalat oppivat haukkomaan happea suoraan ilmasta jo noin 400 miljoonaa vuotta sitten. Se antoi osalle niiden jälkeläisistä mahdollisuuden valloittaa kuiva maa tuottaen koko sen kirjon moderneja eläimiä, joihin mekin kuulumme. Happitasojen palattua jälleen korkeammiksi kalojen tapa haukata happea katosi mutta keuhkot jäivät jälj́elle saaden uuden toiminnon suljettuna ilmasäkkinä. Se muotoutui uimarakoksi, jonka kaasusisältöä kalat oppivat sääntelemään. Ne kuljettavat pientä palaa ilmakehää mukanaan aina merten syvyyksiin asti mutteivät haukatakseen happea, vaan uidakseen haluamallaan syvyydellä.
Eksoplaneettojen happi
Tutkiessamme toisia maankaltaisia planeettoja, jotka saattaisivat olla kykeneviä ylläpitämään elämää, on kiinnostavaa pohtia niiden mahdollisuuksia happipitoiseen kaasukehään. Mikään ei takaa, että happea olisi yhdenkään eksoplaneetan kaasukehässä. Toisaalta, edes hapen olemassaolo ei takaa planeetan olevan elävä, koska happea voi päätyä planeetan kaasukehään merkittäviä määriä myös elottomissa prosesseissa. Happi on tavallaan tärkeää tuntemallemme elämälle mutta sittenkin vain myöhäinen evoluution muokkaaman biosfäärin tuotos planeettamme kaasukehässä.
Oleellista on mahdollisuus elämään hapettomankin kaasukehän alla. Itse asiassa, noin puolet siitä ajasta kun planeetallamme on ollut elämää, se on pärjännyt aivan mainiosti hapettomissa olosuhteissa. Biosfäärimme on ollut pitkään vailla organismeja, jotka kykenisivät yhteyttämiseen merkittävässä mittakaavassa. Samalla planeettamme on ollut vailla happea aineenvaihtunnassan käyttäviä aitotumallisia soluja ja monisoluista elämää. Mutta silti elämää on ollut sen vakiinnutettua asemansa planeetallamme jo varhain, vähintään 4.1 miljardia vuotta sitten, kun planeettamme pinta oli vasta muotoutunut kiinteäksi Kuun muodostaneet suunnattoman törmäyksen jäljiltä. Happi ei siksi ole elämän merkki ja edellytys, vaikka voikin olla monimuotoisen, monisoluisuutta ja yhteyttäviä kasveja tuottaneen elonkehän merkkin.
Pyrkimykset etsiä merkkejä hapesta maankaltaisten eksoplaneettojen kaasukehissä ovat siksi vain pyrkimyksiä etsiä merkkejä elämästä sellaisena, kuin niitä havaittaisiin nykymaapallolta. Silloin saatamme kuitenkin ylenkatsoa kaikkia niitä maankaltaisia planeettoja, joiden meret kuhisevat mikrobeja hyödyntämässä energianlähteenään monenlaisia kemiallisia yhdisteitä. Niiden rantavesissä voi olla näyttäviä mikrobiyhteisöjä, kuten planeettamme muinaiset stromatoliitit, tarjoten erilaisille mikrobeille runsaasti mahdollisuuksia haalia elämäänsä riittävä energia ja rakenteensa materia. Emme osaa etsiä merkkejä elämästä sellaisilta planeetoilta.
Tiedämme varsin paljon siitä, millainen Maa oli ennen yhteyttävien sinibakteerien tuottamaa happivallankumousta. Mantereet olivat täysin tunnistamattomia ja peittivät eri aikakausina eri osia planeetastamme. Aina niitä ei edes näkynyt planeettamme pinnalla kovinkaan laajasti, koska mannerlaatat olivat ohuempia tai vähäisempiä planeettamme historiassa. Myös merenpinnan taso on ollut korkeammalla menneisyydessä planeettamme oltua vailla napajäätiköitä. Silmiinpistävintä oli kuitenkin mannerten väritys. Niillä ei näkynyt minkäänlaista vihreyden merkkiä, koska elämää esiintyi lähes yksinomaan merissä. Yhteyttävät kasvit olivat vielä kaukana tulevaisuudessa, ja edes sienten kehityslinja ei ollut eronnut muun monisoluisen elämän sukupuusta.
Maan varhainen kaasukehä oli koostumukseltaan muutonkin erilainen. Kaasukehän merkittävänä ainesosana kasvihuonekaasuista metaani lämmitti planeettaamme merkittävästi pitäen sen jäättömänä navoiltaan. Metaani ja muut kaasut tekivät Maan kaasukehästä myös tunnistamattoman väriltään. Sen alla taivas ei näyttäytynyt sinisenä, vaan rusehtavan usvaisena, kun kaasukehän metaania hajosi yläilmakehässä ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta ja jätti jälkeensä pidempiä hiiliketjuja. Joissakin arvioissa Maan on hahmoteltu jopa muistuttaneen nykyistä Titania, jonka kaasukehän hiilivedyt antavat planeetalle sen pintaa kauttaaltaan peittävän usvan. Maan muinaisesta ulkoasusta ei kuitenkaan ole voitu saada tarkkaa tietoa, vaan olemassa on vain erilaisia tieteellisiä arvioita.
Monet maankaltaiset eksoplaneetat voivat olla kuten muinainen Maa. Silloin meidän tulisi hapen sijaan etsiä merkkejä hiilidioksidista ja metaanista, jotka yhdessä esiintyessään muodostavat joka tapauksessa epävakaan kokonaisuuden. Ne reagoivat keskenään kaasukehässä ja metaani poistuu luonnollisia reittejä vapauttaessaan ultraviolettivalon hajottamana vetyä avaruuteen. Yhdistelmän havainnot kuitenkin osoittavat, että kaasukehä on geologisen aktiivisuuden muokkaama, koska metaania ja hiilidioksidia ei voi päätyä kaasukehään ilman tulivuoritoimintaa. Ja missä on geologista aktiivisuutta ja vettä, voi olla myös elämää.
Mutta yhteyttävän elämän synnyttyä on vaikeaa nähdä sen voittokulun pysähtyvän. Maankaltaisilla planeetoilla sen jatkuvasti kaasukehään vapauttama happi kerääntyisi lopulta kaasukehään havaittaviksi pitoisuuksiksi. Happea saattaisi siksi olla elävän planeetan kaasukehässä lähes mikä vain määrä nollasta nykyisen ilmakehämme 21 prosenttiin tai ylikin. Maan historiassa happipitoisuus on ollut peräti 30% tuntumassa, mikä luultavasti mahdollisti osaltaan muinaisten hyönteisten kasvun jättiläismäisiksi. Toisaalta, korkea happipitoisuus teki myös orgaanisesta aineksesta helposti syttyvää. Kivihiilikauden saniais- ja kortemetsät kärsivätkin jopa mannertenlaajuisista metsäpaloista huolimatta trooppisesta kosteudestaan.
Muinaista Maata korkeampia happipitoisuuksia on vaikeaa kuvitella edes eksoplaneetoilla. Matalammat happipitoisuudet voivat puolestaan olla havaittavissa, mutta niiden suhteen elävien planeettojen havaitsemisessa piilee vaaransa. Uusien tutkimustulosten mukaan jopa lähes kolmen prosentin happipitoisuuksia voi syntyä ultraviolettivalon vaikutuksesta hajoavan hiilidioksidin reaktiotuotteena (2). Samalla voisi syntyä havaittava otsonikerros planeetan yläilmakehään, eikä elämällä olisi asian kanssa mitään tekemistä. Prosessi olisi mahdollinen jopa planeetoilla, joilla olisi vettä, joten edes vetinen ja happipitoinen kaasukehä ei takaa elämän olemassaoloa. Siksi ainoaksi vaihtoehdoksi elävien planeettojen tunnistamisessa jää kemiallisen kompleksisuuden havaitseminen. Oikein mikään kuviteltavissa oleva kemiallinen yhdiste ei riitä siihen yksinään.
Vastaa
Uusi malli Maan synnylle
Kopernikaaninen periaate tarkoittaa sitä, että emme ole maailmankaikkeudessa minkäänlaisessa erityisasemassa. Toisin kuin ennen havaintojen tukemaa näkemystä Maasta yhtenä Aurinkoa kiertävistä planeetoista ajateltiin, emme ole maailmankaikkeuden keskipisteessä. Kaikki maailmankaikkeuden kolkat ovat keskenään samanarvoisessa asemassa. Niissä on samat syy- ja seuraussuhteet, samaa ainetta ja energiaa, ja maailmankaikkeus näyttää samanlaiselta katsoipa sitä mistä tahansa paikasta käsin ja mihin tahansa suuntaan. Luonnonlait noudattavat tarkasti kopernikaanista periaatetta, eikä niissä havaita poikkeamia siirryttäessä eri paikkaan tai suuntaan, tai katsottaessa tapahtumia eri aikakausina. Kopernikaanisen periaatteen varaan on ollut hyvä rakentaa aina vain tarkempia malleja maailmankaikkeudesta.
Sama pätee linnunrataamme. Se on kotigalaksimme, joka on vain yksi noin tuhannestamiljardista galaksista näkyvän maailmankaikkeuden alueella. Horisontin takana on vielä mittaamaton määrä muita galakseja, kukin omien havaitsijoidensa linnunratoja. Emme tosin koskaan näe niitä, mutta ei ole mitään syytä ajatella, että niistä mitään olisi myöskään erityisasemassa. Aivan kuin ei ole Linnunratakaan.
Aurinkokaan ei ole erityinen tähti. Se on yksi monista keltaisista kääpiötähdistä, joita maailmankaikkeudessa riittää. Jotakin erikoista Auringossa kuitenkin on, sillä se ei edusta yleisintä tähtityyppiä, eikä kuulu punaisten kääpiötähtien runsaslukuiseen joukkoon. Niitä on noin kolme neljästä kaikista tähdistä. Auringonkaltaisia tähtiä on noin yksi kymmenestä, joten aurinkokuntamme on aavistuksen harvinaisemman tähtityypin ympärillä. Se voi olla merkitsevä tieto. Aurinkokunta on muutoinkin hiukan erityislaatuinen. Jättiläisplaneetta Jupiter hallitsee sitä vetovoimallaan, mutta jupiterinkaltaisia kaasujättiläisiä on vain yhdellä auringonkaltaisella tähdellä kymmenestä. Punaisten kääpiöiden ympärillä ne ovat vieläkin harvinaisempia.
Se planetaarinen ympäristö, johon Maa on syntynyt, on siis lähtökohtaisesti jo suhteellinen harvinaisuus. Ei täysin uniikki tai uhanalainen, mutta edustaa vain prosenttia kaikista galaksimme ja luultavasti maailmankaikkeuden planeettakunnista. Silloinkin Linnunradassa olisi kuitenkin noin kaksimiljardia vastaavanlaista planeettakuntaa, ja vaikka lukema kuulostaa suurelta, on se noin kahdensadanmiljardin tähden joukossa selkeä vähemmistö. Kopernikaaninen periaate ei siis sittenkään päde omalla kohdallame kovinkaan hyvin. Se antaa viitteitä, että elinkelpoisten planeettojen synnyssä on jotakin erityistä, jokin valintaefekti, joka estää niitä muodostumasta kaikkialle. Sellaisen johtopäätöksen vetäminen on tosin hyvin hataralla pohjalla perustuen vain yhteen yksittäiseen datapisteeseen, joka edustaa elävää planeettaa Maa.
Jos tarkastellaan jotakin tapahtumaa jälkikäteen, kaikkia sen yksityiskohtia ei voida ehkä koskaan saada selville. Jokainen tapahtumaan vaikuttanut tekijä ei ehkä ole enää varmennettavissa, ja lukuisista yksityiskohdista kaikki tieto saattaa olla jo menetetty, koska ne eivät jättäneet itsestään mitään jälkikäteen havaittavia merkkejä. Tapahtuman jälkeen olemmekin tilanteessa, jossa on käsillä vain vajavainen arkisto siihen vaikuttaneista tekijöistä. Saatamme kyetä päättelemään mitkä tekijöistä olivat oleellisia ja mitkä vain satunnaista kohinaa. Saatamme kyetä selvittämään tapahtuman etenemisen loogisen järjestyksen, syine ja seurauksineen, tai sitten emme. Epävarmuus jää kuitenkin hallitsevaan rooliin ja sumentaa näkökenttäämme sitä varmemmin mitä kauemmas havaittavista tosiasioista liikumme.
Tosiasioita on kuitenkin aina. Niitä on selvittäessämme historiallisten tapahtumien kulkua, sivilisaatiomme syntyä tai lajimme kehityshistoriaa. Voimme tehdä havaintoja siitä, miten afrikkalaiset apinat päätyivät kävelemään kahdella jalalla tai käyttämään työkaluja. Voimme katsoa vieläkin kauemmas historiaan ja koettaa päätellä miten monisoluiset organismit saivat alkunsa tai miten koko elämäksi kutsuttu prosessi itsessään käynnistyi — ja minkälaiselle planeetalle elämää tässä maailmankaikkeuden kolkassamme pääsi syntymään. Voimme kysyä minkälainen planeetta nuori Maa oli, ja miten se sai alkunsa. Sen koko ja koostumus, kiertorata ja sisarplaneettansa, ovat tietynlaisia. Miksi ne ovat juuri sellaisia kuin ovat? Voisivatko ne olla toisenlaisia? Miten Maa sai alkunsa ja tarjosi mahdollisuuden tuntemallemme elämälle oma lajimme mukaan lukien?
Kysymyksiä on helppoa kysyä mutta tutkijat osaavat nykyään myös vastata niihin henkeäsalpaavalla tarkkuudella. Me tiedämme hyvin tarkkaan miten Maa syntyi, mutta uudet mallit pääsevät vielä edellisiäkin suurempaan tarkkuuteen. Vaikka kirjoitin asiasta aivan hiljattain, uudet tiedot kertovat jo nyt uutta Maan synnystä ja siitä, miten se nivoutui osaksi muiden planeettojen muodostumista Aurinkokuntamme historiassa.
Lukuisia yksityiskohtia
Osaamme arvioida kuinka Maa sai alkunsa osana Aurinkokunnan muodostumista. Perinteisesti on ajateltu materian olleen jakautuneena varsin tasaisesti sisäplaneettakunnan alueella ennen kiviplaneettojen syntyä. Ajatus on houkutteleva sen yksinkertaisuuden vuoksi mutta se on myös täysin väärä. On mahdotonta saada aikaiseksi tunnettua sisäplaneettakuntaa tasaisesti jakautuneesta sisäplaneettakunnan alueen materiasta, koska lopputuloksena Merkuriuksesta ja Marsista tulisi yhtä massiivisia kuin Maasta ja Venuksesta. Myös planeettojen radat olisivat väljemmin pakkautuneet ja niiden välissä olisi enemmän tilaa. Tarvitaan siis muutakin.
Monet ajatukset siitä muusta ovat keskittyneet materian epätasaisen jakautuman ympärille. Jos ainesta planeettojen syntyyn olisi ollut saatavilla pääasiassa noin 0.7-1.0 maan ratasäteen etäisyydellä nuoresta Auringosta sijainneessa rengasmuodostelmassa, olisi saatettu hyvinkin päätyä suunnilleen nykyiseen sisäplaneettakunnan rakenteeseen. Ajatusmallissa Mars olisi lopulta päätynyt planeettojenvälisten vetovoimavaikutusten myötä hiukan ulommaksi syntysijoiltaan, noin 1.5 Maan ratasäteen etäisyydelle. Sopiva planeettojen syntyyn tarvittavan materian rengas olisi ollut hyvin kapea ja rajoitettu, mikä puolestaan vaatii omat fysikaaliset selityksensä. Ei ole alkuunkaan selvää, että materia pakkautuisi rengasmaiselle aulueelle automaattisesti.
Puuttuva lisä sisäplaneettojen syntyyn onkin saatu mallista, jonka puitteissa Jupiter on vieraillut sisäplaneettakunnan alueella jättäen Marsin pieneksi ja planeettojen muodostukseen saatavilla olevan materiamäärän suhteellisen vähäiseksi. Muuttaessaan nykyistä huomattavasti lähemmäksi ja taas takaisin Saturnuksen vetovoiman muutettua muuttoliikkeen suuntaa, Jupiter olisi voinut tuottaa planeettojen synnylle konkreettisen ulkorajan ja jättää Maata ulompana olleet protoplaneetat vaille mahdollisuuksia kasvaa Marsia suuremmiksi. Samalla olisi saatu materianvaihtoa sisä- ja ulkoplaneettakunnan välille ja selitys sille miksi karkeasti puolet asteroidivyöhykkeestä koostuu sisäplaneettakunnan metalleista ja silikaateista kun taas toinen puoli on ulkoplaneetakunnan likaista jäätä.
Jupiterinkaan muuttoliike ja visiitti sisäplaneettakunnassa ei kuitenkaan selitä planeettojensyntyalueen sisäreunaa noin 0.7 Maan ratasäteen etäisyydellä, ja kokonainen mallien joukko on kehitetty ratkaisemaan ymmärryksessämme olevia puutteita. On kuitenkin todennäköistä, että nuoren Auringon oltua viileämpi kuin nykyään, silikaatit olivat kiinteinä materiaaleina noin yhden maan ratasäteen etäisyydellä mutteivät sisempänä. Se olisi auttanut muodostamaan planeettojen syntyyn saatavilla olevalle materiarenkaalle sisäreunan. Myöhemmin, raja siirtyi puolen Maan ratasäteen kohdalle Auringon kirkastuttua, mutta vaikutukset planeettojen syntyyn eivät enää olleet peruttavissa.
Yhdeksi oleelliseksi mekanismiksi on myös ehdotettu ulkoplaneettakunnan jättiläisplaneettojen ratojen epävakautta, joka sai esimerkiksi sisäplaneettakunnan kappaleet kokonaisen meteoripommitusaallon kohteiksi. Se saattoi johtaa jopa Kuun syntyyn protoplaneetan törmättyä nuoreen Maahan. Kokonaiskuvaa on joka tapauksessa mahdotonta saada huomioimatta koko Aurinkokuntaa havaittuine ominaisuuksineen ja pieniltäkin vaikuttavat tekijät saattavat muokata kokonaisuutta merkittävillä tavoilla. Sellaisia ovat esimerkiksi Auringon aktiivisuus ja hiukkastuuli, joka siivoaa nuoren sisäplanettakunnan sisäosia materiasta ja jättiläisplaneettojen vetovoiman tuottamat materian tiheysaallot vaihteluineen.
Uudet yhdysvaltalaisten ja ranskalaisten tutkijoiden tulokset pyrkivätkin huomioimaan mahdollisimman monta erilaista tekijää, jotta olisi mahdollista selvittää mitkä tekijät olivat Aurinkokunnan synnyssä oleellisessa roolissa. David Nevornyn ja Alessandro Morbidellin simulaatiomallissa tutkijat huomioivat myös ajallisen kehityksen reaunaehdoissaan. He simuloivat kaasumaisen materiakiekon ensimmäisten miljoonien vuosien aikana, ennen kiinteiden aineiden asettumista pölynä kiekon tasoon. Malli sisälsi jättiläisplaneettojen keskinäisten vetovoimien aiheuttaman epävakauden 5-15 miljoonan vuoden välimaastossa ja sitä seuranneen planeettojen muuttoliikkeen, sekä myöhäisen vaiheen 50 miljoonasta vuodesta eteenpäin, kun jättiläisplaneetat olivat jo karlkeasti nykyisillä paikoillaan ulkoplaneettakunnassa.
Mallissa huomioitiin myös mahdollisuus sisäplaneettojen syntymaterian asettumiseen yhdeksi tai useammaksi renkaaksi. Lisäksi huomioitiin materian virtaus tähteä kohti tai siitä poispäin kitkavoimien tai vetovoimavaikutusten ansiosta, sekä kaasukiekon elinikä. Kun nuori tähti puhaltaa ydinreaktioiden käynnistyttyä materiaa pois aina vain laajemmalta alueelta alkaen aivan tähden läheltä, käynnistyy planeettojen synnyn aikaa mittaava kello, joka pysähtyy kiekon sisäreunan saavutettua planeetan radan. Silloin planeetta ei voi enää kasvaa muutoin kuin suurten kappaleiden välisten törmäysten myötä — kaasua ja pölyä se ei enää kerää itseensä. Jokaista mahdollista vaikuttavaa tekijää kohti tutkijat toteuttivat tuhansia simulaatioita katsoen miten planeetat syntyvät, millaisille etäisyyksille tähdestä ne päätyvät, ja minkälainen lopputuloksena muodostuva planeettakunta on ominaisuuksiltaan ja koostumukseltaan.
Rengasmuodostelman synty vaatii selityksensä, ja tutkijoiden simulaatiot paljastivatkin varsin elegantin syyn materian kasautumiselle karkeasti Maan ratasäteen etäisyydelle (Kuva 1.). Tähtituuli puhaltaa pienempiä kappaleita ulospäin aina Maan rataetäisyydelle saakka, kun taas kaasu, joka ympäröi kaikkia kappaleita, saa kitkavoimallaan materian valumaan tähteä lähemmäksi. Kokonaisuutena erikokoiset kappaleet pyrkivät kasautumaan karkeasti maan ratasäteen etäisyydelle tuottaen ympäristöään suuremman materiatiheyden. Maata massiivisemmat kappaleet olisivat päätyneet Aurinkokunnassakin lähelle tähteään ja muodostaneet tiiviisti pakatun järjestelmän, mutta ilmeisesti niitä ei koskaan syntynyt, koska sisäplaneettojen syntyyn käytettävissä olevan materian määrä jäi pieneksi ja Jupiterin synty ulkoplaneettakunnan reunalle esti lähes täysin materiaa virtaamasta ulkoplaneettakunnasta sisemmäksi.
Ulkoplaneettojen vetovoimavaikutukset ovat luultavasti olleet merkittäviä mutta kaikeksi onneksi ne eivät tehneet koko planeettakunnasta epävakaata. Nesvornyn ja Morbidellin simulaatiomallissa ulkoplaneettakunta muuttuu hetkellisesti epävakaaksi ennen planeettojen päätymistä nykyisille radoilleen. Mallissa on kuitenkin lisänä yksi ylimääräinen kappale (Kuva 2.), joka poistuu Aurinkokunnan ulkopuolelle vapaaksi planeetaksi.
Uuden mallin voima
Simulaatiomallin tuloksia on verrattava tunnettuihin tosiasioihin liittyen Aurinkokunnan rakenteeseen. Samalla tarvitaan kriteereitä, joiden mukaan simulaatioiden tuloksia arvioidaan. Ensimmäinen vaatimus liittyy Maahan ja Venukseen. Simulaatioiden on tuotettava täsmälleen kaksi planeettaa etäisyysvälille 0.5 – 1.2 Maan ratasädettä ja kappaleiden on oltava massaltaan vähintään puolet Maapallosta. Simulaatioiden on tuotettava marsinkaltainen planeetta 1.2 – 1.8 Maan ratasäteen etäisyydelle ja merkuriuksenkaltainen planeetta noin 0.5 Maan ratasäteen etäisyyden sisäpuolelle. Jälkimmäiset eivät saa kasvaa liian suuriksi, eikä niiden massa saa ylittää 20% Maan massasta. Lisäksi, syntyvän Maa-Venus parin on oltava verrattaen lähellä toisiaan, noin 0.3 Maan rataetäisyyden päässä toisistaan.
Nämä alustavat ehdot ovat vasta kriteereitä sille, että yksittäinen simulaatio voidaan hyväksyä kelvolliseksi selitysmalliksi Aurinkokunnalle ja otetaan lähempään tarkasteluun. Seuraava askel on vertailla simulaatiomallissa saatujen planeettojen kemiallista koostumusta havaittuun Maan ja Kuun kemialliseen koostumukseen. Mallin tulisi kyetä tuottamaan myös Venuksen kemiallinen koostumus sekä selitys sen heikolle magneettikentälle. Simulaatioissa Venukseen ei saisi törmätä muodostumisen myöhäisessä vaiheessa suuria kappaleita, jotka saattaisivat planeetan ytimen sekoittumaan tuottaen voimakkaan, pitkäkestoisen magneettikentän kuten Maalla. Lisäksi simulaatiomallien tulisi kyetä tuottamaan Marsin matala tiheys, mikä johtuu planeetan rautaytimen suhteellisesta pienuudesta ja vastaavasti Merkuriuksen massiivinen rautaydin, joka tekee planeetasta poikkeuksellisen raskaan kokoisekseen.
Simuloiduista aurinkokunnista karkeasti kymmenen prosenttia tuottaa todellisen Aurinkokunnan kanssa varsin yhtenevän rakenteen (Kuva 3.). Mutta yhteensopivuus ei rajoitu vain rataetäisyyksiin ja planeettojen massoihin. Myös ratojen soikeus ja niiden kallistuskulma verrattuna toisiinsa muistuttavat onnistuneissa simulaatioissa havaittuja. Aurinkokuntaa mainiosti muistuttavan planeettakunnan syntyyn vaaditaan tulosten mukaan kaksi erillistä materiarengasta, joilla on omat ominaiset koostumuksensa. Niiden on sijaittava noin puolen Maan ratasäteen etäisyydellä, missä silikaatit pääsevät muodostamaan valtaosan materiasta, sekä noin 1.7 Maan ratasäteen etäisyydellä, missä puolestaan raskaiden metallien määrä on suhteellisesti vähäisempää ja esimerkiksi kallioperän koostumuksessa oleellisessa roolissa olevaa happea on enemmän. Silloin Maan materiasta noin kaksi kolmannesta olisi peräisin sisärenkaasta ja kolmannes ulompaa, kun taas esimerkiksi Marsin koostumuksesta 90% olisi ulommasta renkaasta. Lopputuloksena simuloitujen planeettojen kemialliset koostumukset osuvat hyvin yksiin havaittujen arvojen kanssa.
Tulokset ovat oikeastaan jopa hämmästyttävän samankaltaisia tunnetun Aurinkokunnan rakenteen kanssa. Vaikka onnistuneen simulaation määritelmänä oli kahden suunnilleen samankokoisen planeetan synty Maan ratasäteen ympäristöön, on sittenkin hämmentävää, että yksinkertainen kahden materiarenkaan malli kylenee tuottamaan suurella tarkkuudella sekä koko sisäplaneettakunnan rakenteen että erot planeettojen kemiallisissa koostumuksissa. Voidaan siksi sanoa, että jos sisäplaneettakuntaan syntyy jotakin maan- ja venuksenkaltaista, koko komeus päätyy suurella todennäköisydellä muistuttamaan Aurinkokuntaa myös yksityiskohdiltaan.
Tuloksilla voi olla yleisempiäkin seurauksia. Auringonkaltaiset tähdet, joita kiertää jupiterinkaltainen viileä jättiläisplaneetta, ovat voineet muodostua hyvinkin samankaltaisessa järjestyksessä kuin Aurinkokunta. Silloin lopputuloksena voi olla muuallakin maankaltaisia planeettoja elinkelpoisuuden mahdollistavalla rataetäisyydellä. Koska viileitä jupitereita on karkeasti kymmenyksellä auringonkaltaisista tähdistä, on Linunradassa noin kaksi miljardia sopivaa järjestelmää, joissa sisäplaneettakunta on saattanut muodostua kuten omamme. Se ei tarkoita, että jokaisessa niistä olisi elävä tai edes elinkelpoinen planeetta, mutta vaikuttaa selvältä, että sellaiset planeettakunnat ovat erinomaisia tutkimuskohteita yrityksissämme etsiä elämän merkkejä maailmankaikkeudesta.
Vastaa
Luettelo parhaista maailmoista elämälle
Paras tuntemamme paikka elämälle on ehdottomasti Maa. Oma planeettamme on riittävän kaukana aurinkomme räiskeestä mutta silti sopivalla etäisyydellä voidaksemme nauttia sen miellyttävästä lämmöstä. Ei ole liian kuuma tai kylmä virtaavalle vedelle, jota ilman elämää ei nykykäsityksen mukaan olisi. Aurinko pitää kasviemme energiantuotannon käynnissä, muttei kykene tappamaan meitä suurienergisellä säteilyllään ja voimakkaalla hiukkastuulellaan. Niiltä meitä suojaa ilmakehämme säteilynsuojana toimiva otsonikerros ja muut sen molekyylit, sekä planeettamme sisuksissa syntyvä magneettikenttä.
Olemme turvassa kosmisessa kehdossamme, eikä meitä uhkaa kuin planeettamme kanssa törmäyskurssille sattuva satunnainen asteroidi. Nekin ovat tosin niin harvinaisia, että yksittäinen ihmiskunnalle merkittävää vaaraa aiheuttava törmäys voi sattua vain kerran useiden kymmenienmiljoonien vuosien aikaskaalassa. Kotimme on turvapaikkamme siinä noin miljoonan vuoden aikaikkunassa, joka nisäläslajeilla keskimäärin on käytettävissään olemassaoloonsa.
Maa oli kuitenkin elinkelpoinen jo varhain, ja elämääkin ehti syntymään jo ainakin 4.1-4.2 miljardia vuotta sitten. Tuolloin Aurinko oli noin kolmanneksen himmeämpi nuori tähti ja planeetallamme ei ollut ultraviolettisäteilyltä suojaavaa otsonikerrosta. Sen suojan saimme vasta yhteyttävän elämän kyllästettyä planeettamme kaasukehän kuona-aineena tuottamallaan hapella. Ultraviolettisäteily oli ehkä tappavaa pinnalla, mutta se auttoi myös muodostamaan veteen liukenevia orgaanisia yhdisteitä hajottaessaan varhaisen kaasukehän molekyylejä. Orgaaniset molekyylit kasautuivatkin moniin paikkoihin, mutta erityisesti valtamertemme pinnan alla, minne ultraviolettisäteily ei yltänyt tekemään tuhojaan, pääsi tapahtumaan merkittävää kemiallista monimutkaistumista. Merenpohjien purkausaukkojen geoterminen energiavirta muuntui kemialliseksi kompleksisuudeksi, kun syntyi molekyylejä, jotka vaikuttivat omaan kemialliseen vakauteensa positiivisesti. Kompleksisuuden kasvua vauhditti orgaanisten molekyylien pitoisuuden kasvu huokoisen laavakiven ja monenlaisten lipidimolekyylien muodostamien kalvojen sisällä. Pian syntyi itsensä kopiointiin kykeneviä rakenteita ja biologinen evoluutio otti vallan, muuttaen kaiken.
Sen muutoksen seurauksena mekin olemme planeettamme pinnalla pohtimassa omaa olemassaoloamme ja koettamassa havaita toisia elinkelpoisia planeettoja. Monella tapaa olemme kuitenkin jo onnistuneet. Tunnemme tuhansia eksoplaneettoja, ja niistä kourallinen saattaa hyvinkin kyetä toimimaan elämän kehtoina kuten Maakin. Kyse on modernin tähtitieteen huikeasta menestystarinasta. Voimme saavuttaa tietoa planeettojen ominaisuuksista ja olosuhteista, ja kykenemme vertailemaan niitä toisiinsa sekä Maahan. Osaamme arvioida vieraiden planeettojen elinkelpoisuutta.
Mutta mikä tekee planeetasta elämälle sopivan? Mitä ehtoja sen olosuhteiden on täytettävä, ja mitkä ominaisuudet ovat omalla planeetallamme vain ylimääräisiä sattumuksia, joista elämän olemassaolo ei ole riippuvaista? Asiaa voidaan arvioida tieteellisen analyyttisesti. Se vain ei ole aivan helppoa.
Lähtökohdat elämälle
Ensimmäinen lähtökohta elämälle on planeetan sopiva koko. Elinkelpoinen planeetta ei voi olla niin suuri, että sillä on peittonaan paksu kaasuvaippa. On oltava mahdollisuus kiinteään pintaan. Vaikka kaasukehä voi sittenkin olla varsin laaja, jos se koostuu keveästä vedystä, se ei saa tuottaa planeetan pinnalle korkeaa painetta ja kuumuutta, mitkä hävittäisivät elämän edellytykset. Venuksen esimerkki osoittaa mainiosti, että pienikin kiviplaneetta voi olla elinkelvoton pinnaltaan, jos sillä on liian paksu kaasukehä. Kelvottomuus on taattua, jos kaasukehä tuottaa äärimmäisen voimakkaan kasvihuoneilmiön, joka kärventää planeetan pinnan elinkelvottomaksi. Mahdollisuuksien rajoihin voi mahtua myös kaasukehän pilvikerroksen suojissa pysyttelevä biosfääri. Sellaisen olemassaolo tarvitsee kuitenkin sekin taustalleen pienen, kiinteän pinnan omaavan planeetan, jonka olosuhteissa elämän synty ja hidas sopeutuminen elämään puhtaasti kaasukehässä on ollut mahdollista.
Planeetan koko ja massa liittyvät koostumuksen määrittämissä fysikaalisissa ja geologisissa rajoissa toisiinsa. Suuri massa lisää mahdollisuuksia haalia paksu kaasuvaippa, ja siksi elinkelpoisten planeettojen massan on oltava pieni. Käytännössä pienuus tarkoittaa massaa, joka on yhteensopiva kiinteän pinnan ja ohuen kaasukehän kanssa. Sen ylärajaksi arvioidaan noin viidestä kymmeneen Maan massan verran vastaten kooltaan korkeintaan kaksinkertaista planeettaa Maahan verrattuna. Jotkut pinnaltaan kiviset planeetat voivat olla massaltaan jopa 10-20 kertaa Maata suurempia mutta siitäkin huolimatta noin viisinkertainen massa suhteessa Maahan on ylärajaksi varsin hyvä arvio perustuen planeettojen koostumusmalleihin. Massan alarajaa vain harvoin vaivaudutaan asettamaan, koska pienet marsinkokoiset planeetat voivat hyvinkin olla elinkelpoisia mutta niiden havaitseminen ei toistaiseksi ole mahdollista tähtien elinkelpoisilta vyöhykkeillä.
Tunnettujen planeettojen kiertoradat ovat yleensä myös tunnettuja, koska juuri ratojen määrittäminen on oleellisessa roolissa koko planeetan löytöprosessissa. Jos rataa ei saada määritetyksi luotettavalla tavalla, ei voida puhua myöskään planeetan löytämisestä. Merkittävää on rataetäisyys tähdestä, koska se määrittää kuinka paljon tähden säteilyä planeetan pinnalle saapuu. On vain ensin tunnettava tähden ominaisuudet suurella tarkkuudella ja käytettävä niitä planeetan pinnalleen saaman säteilyn määrän ja laadun arviointiin. Vasta silloin voidaan koettaa määrittää planeetan todennäköistä pintalämpötilaa ja sen vaihteluväliä.
Katsomalla tunnettuja planeettoja suhteessa niiden pinnalleen saamaan säteilyyn, käy hetkessä selväksi, että elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja tunnetaan runsain mitoin (Kuva 1.). Niitä vain esiintyy painotetusti kaikkein viileimpien tähtien kiertolaisina. Syynä on käsillä olevien havaintomenetelmien tuottama valintaefekti. Havaitsemme helpoimmin planeettoja, jotka kiertävät tähtensä mahdollisimman nopeasti, mahdollisimman lähellä. Sellaiset planeetat taas ovat elinkelpoisella vyöhykkeellä vain pienten ja himmeiden punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla. Auringonkaltaisten, yli 5000 kelvinasteen lämpöisten tähtien elinkelpoisia planeettoja on edelleenkin erittäin vaikeaa havaita, mikä heijastuu niiden erittäin vähäisinä määrinä tunnettujen eksoplaneettojen joukossa.
Tulokset jäävät kuitenkin harhaanjohtaviksi, jos tyydymme tarkastelemaan pelkkää pintalämpötilaa. Elinkelpoisuuteen vaikuttavat monet muutkin tekijät ja esimerkiksi tähden magneettinen aktiivisuus on yksi niistä. Liian lähellä tähteään ja sen magneettista dynamoa planeettojen omat magneettikentät yhdistyvät tähden kenttään, mikä saa tähden hiukkastuulen virtaamaan suoraan planeetan kaasukehään. Seurauksena on kaasukehän haihtuminen ja elinkelpoisuuden menetys. Lähes kaikki punaisten lääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen planeetat ovat luultavasti kuolettavan alttiina magneettiselle aktiivisuudelle. On epäselvää voisiko edes niiden Maata voimakkaampi magneettikenttä pelastaa niitä kaasukehän nopealta eroosiolta.
Toinen tekijä on ultraviolettisäteily, jonka on oltava suuruudeltaan juuri oikeissa rajoissa. Liian vähäinen säteily ei auta monimutkaisempien orgaanisen molekyylien muodostumisessa ja liiallinen säteily tekee planeetan pinnan elinkelvottomaksi. Aivan pienimmilä punaisilla kääpiötähdillä ultraviolettisäteilyä on aivan liian vähän, vaikka tähden roihupurkaukset voivatkin tulla apuun ja tuoda elämän synnyn mahdollistavan lisänsä. Hiukan massiivisempien punaisten kääpiöiden mahdollisuudet toimia abiogeneesin, eli elämän synnyn mahdollistavina planeettakuntien keskuksina, ovat kuitenkin vain rajallisia. Ultraviolettisäteilyä on riittävästi vain niiden kehityksen ensimmäisen miljardin vuoden aikana.
Elinkelpoisuuden suhteen punaisten kääpiötähtien planeetat saattavat siksi olla varsin heikkoja. Se tarkoittaa, että valtaosa elinkelpoisten planeettojen luetteloinnista keskittyy planeettoihin, jotka eivät voi ylläpitää elämää. On kuitenkin mahdollista keskittyä tarkemmin samankaltaisuuksiin, joita planeetoilla on Maan ja tuntemiemme olosuhteiden kanssa.
Kuin Maa
Konservatiivisemmat rajaukset siihen, mitä pidetään elinkelpoisena, vähentävät aina mahdollisten elinkelpoisten planeettakandidaattien määrää. Mutta jos vertaamme suoraan omaan planeettaamme ja sen ominaisuuksiin, saamme hyvin toisenlaisen näkökulman eksoplaneettojen mahdolliseen elinkelpoisuuteen.
Voimme laskea maankaltaisuusindeksin, joka huomioi vaikkapa planeetan koon tai massan samankaltaisuuden suhteessa Maahan. Samoin, voimme huomioida samankaltaisuuden pintalämpötilan suhteen, ja keskittyä vain mahdollisimman tarkasti maankaltaisiin lämpötilaolosuhteisiin (Kuva 2.). Mutta maankaltaisuusindeksi antaa mahdollisuuden mennä vieläkin pidemmälle. Jos ajattelemme, että punaiset kääpiötähdet ovat planeettojensa elinkelpoisuuden suhteen heikentyneitä, voimme huomioida myös planeettojen kiertämien tähtien ja Auringon samankaltaisuuden.
Ei ole kuitenkaan selvää mitä mittareita olisi syytä tuijottaa. Eikä Maa ole edes millään varmuudella paras paikka elämälle, vaan voi olla olemassa planeettoja, joiden kyvyt ylläpitää elämää ovat Maatakin paremmat. Toinen ongelma on siinä, että jo Maapallolla elämää esiintyy paljon muuallakin kuin vain kivisellä pinnalla. Valtameret ovat Maan elämän kehto ja niiden pohjassa elämä sai luultavasti alkunsakin. Planeettamme laajin elinkelpoinen ympäristö on kuitenkin jalkojemme alla oleva kallio. Sen sisuksissa mikrobit puuhaavat omia asioitaan tyystin piittaamatta pinnan hektisestä elämäntyylistä Auringon säteilyineen ja helppoine energianlähteineen. Mikrobeja elää kilometrien syvyyksissä, jopa merenpohjien alapuolisessa kalliossa. Ja vaikka niiden elämänkertoja on hyvin hidasta, ne täyttävät sittenkin kaiken sopeltuvan kivisen tilavuuden. Vääjäämätön raja tulee vastaan, kun kuumuus riittää tuhoamaan biologisia rakenteita nopeammin kuin saatavilla oleva energia ja alkuaineet riittävät niiden tuottamiseen.
Voimme arvioida mitkä planeetat soveltuisivat elämälle kuten Maan kallioperä. Koska planeetoilla on aina sisuksissaan lämpöä ja kuumuus nousee paineen kasvaessa syvemmälle mentäessä, jokaisella Maata viileämmällä planeetalla on ainakin jonkinlainen elinkelpoinen kuorikerros. Se tarjoaa elämälle valtavasti mahdollisuuksia. Jokainen maankokoinen planeetta, jonka pinnalle saapuu vähemmän säteilyä kuin omalla planeetallamme, voi siten säilyttää ainakin jonkinlaiset edellytykset elämälle pintansa alapuolella. Sellaisia planeettoja vain ei vielä oikein osata havaita.
Tähden säteily ja magneettinen aktiivisuus voi hävittää punaisten kääpiöiden lämpötilaltaan sopivien planeettojen edellytykset ylläpitää elämää. Mutta niidenkin sisuksissa, turvassa säteilyltä, elämä voisi porskuttaa mainiosti jopa satoja miljardeja vuosia. Jos sellaiset planeetat muuttuvat tähtien purkausten ja hiukkasvuo myötä kaasukehättömiksi, elämälle on edelleen mahdollisuutensa niiden sisuksissa. Vuorovesilukkiutuneille planeetoille jää ilmeiset elinkelpoiset alueensa ikuisesti pimeälle puolelle muodostuvan jääpeitteen alle, jossa paine sulattaa suolaista vettä geotermistä lämpöä vapauttavan kallioperän yhteyteen. Elämä voi pärjätä kuten Maassa, Etelämantereen jääkuoren alla olevissa järvissä, ikuisesti havainnoilta piilossa.
Mutta elinkelpoisuuden voivat säilyttää lukemattomat viileämmätkin planeetat. Pinnan kylmyys tarkoittaa vain sitä, että sopivat lämpötilaolosuhteet löytyvät hiukan syvemmältä pinnan alta. Aivan kuten Marsissa, kallioperässä voi olla runsaasti nestemäistä vettä ja se voi antaa mahdollisuuden elämälle. Planeetanlaajuisten jääkuoren alle jää mahdollisuus elämälle hyvinkin viileillä planeetoilla.
Elinkelpoisten planeettojen listausten kärjessä ovat jatkuvasti tutut nimet. Tuoreessa Cornellin yliopiston tutkijoiden Abigail Bohlin ja Lisa Kalteneggerin johtamassa tutkimuksessa parhaiksi kohteiksi luokitellaan eri kriteereillä TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetat sekä Proxima b. Sen lisäksi kiinnostavana kohteena esiintyy Teegarden b, joka on tunnetuista planeetoista ominaisuuksiltaan kaikkein maankaltaisin. Niiden tutkimus tuottaa taatusti arvokasta tietoa ja auttaa arvioimaan elämän yleisyyttä maailmankaikkeudessa, vaikka mitään merkkejä elämästä tai elinkelpoisuudesta ei löytyisikään.
Kaikki edellämainitut ovat kuitenkin punaisten kääpiötähtien planeettoja, ja niiden elinkelpoisuudessa on siksi kysymysmerkkinsä. On vahvoja viitteitä, että planeetat ovat kelvottomia elämälle, mutta toisaalta, niiden olosuhteet ovat vuorovesilukkiutumisen myötä hyvin erilaiset kuin mihin olemme tottuneet. Kaasukehän menettäminen ei ehkä ole elämälle kuolinisku, mutta mahdollisuudet havaita siitä merkkejä olisivat siinä tapauksessa menneet ja planeettojen pinnat olisivat silloin elinkelvottomia.
Paras kohde jatkotutkimuksille on mitä todennäköisimmin Proxima b. Sen läheisyys tekee planeetasta yhden parhaista suoria havaintoja silmällä pitäen ja havainnot tulevatkin mahdolliseksi, kun superteleskooppi ELT aloittaa toimintansa vielä tämän vuosikymmenen kuluessa. Mutta ilman uusia tietoja siitä, kuinka punaisten kääpiötähtien planeetat voisivat säilyttää elinkelpoisuutensa aivan tähtiensä vieressä, on syytä kiinnittää huomio keltaisempiin kohteisiin. Ehkäpä olemme kuitenkin katsoneet väärään suuntaan ja elämää voikin esiintyä vain auringonkaltaosten tähtien järjestelmissä. Ehkäpä ajatuksemme Auringon erityislaatuisuudesta olivat sitten kuitenkin oikean suuntaisia.
Jos maailmankaikkeutemme elämä on rajoittunutta auringonkaltaisten tähtien kiertoradoille, luettelo kandidaateista elinkelpoisiksi planeetoiksi kutistuu muutamasta kymmenestä kolmeen. Niistä kolmesta kaksi on kaukaisia Kepler -avaruusteleskoopin havaitsemia kohteita Kepler-62 f ja Kepler-442 b, joiden tarkempi tutkiminen on niiden etäisyyden vuoksi hyvin hankalaa. Kolmas on läheisempi HD 137010 b, jonka löytöön liittyy edelleen huomattavia epävarmuuksia, ja joka saattaa olla aivan liian kylmä kyetäkseen säilyttämään pintansa elinkelpoisuuden. Emme osaa toistaiseksi sanoa millään tarkkuudella kuinka hyviä planeettoja ne todellisuudessa ovat elämälle, mutta alustavat tiedot ovat ainakin pääpiirteittäin lupaavia.
Todennäköisintä on kuitenkin se, että lähiavaruudessa on Auringonkaltaisten tähtien kiertoradoilla vielä paljon parempiakin kohteita odottamassa löytymistään. Maankaltaisia planeettoja voi olla esimerkiksi järjestelmissä, joissa on Jupiterin tapaan viileä kaasulättiläinen. Emme ehkä näe niitä ylikulkujen puutteessa ja niiden pienten massojen vuoksi vielä, mutta niidenkin aika päätyä planeettaluetteloihimme koittaa vielä.
Vastaa
Paluu eteläisen taivaan alle, osa 3
Horisontissa näkyvät kaukaiset vuorenhuiput ovat saaneet lumipeitteen. Aivan lähimmät, matalammat huiput ovat yhä paljaana, mutta ne saavatkin lunta laelleen vasta talven kylmimpinä päivinä. Maisemassa on silti hurjia kontrasteja. Hellepäivän noin 27 celsiusasteen lämpötilassa kuivasta ilmastosta muistuttavat piikikkäät kuumuutta ja kuivuutta kestävät puut ja monenlaiset kaktukset. Kasvustossa karua maisemaa värittämässä häärää joukko kauniita, vihreitä kolibreja (Sephanoides sephaniodes). Ne ovat puuhakkaita pieniä lintuja, joita voisi kutsua suomeksi vaikkapa viherselkäisiksi tulikruunuiksi. Näkymä on eksoottinen horisontin lumihuippujen alla. Chilen kapealla kaistaleella, vuoriston kupeessa, monet kasvillisuusvyöhykkeet ovat kuitenkin aivan rinta rinnan. Maassa voidaan kasvattaa likimain kaikkia ihmiskunnan käyttöönsä jalostamia viljelyskasveja ja sen rajojen sisäpuolelta löytyy lähes kaikkia ilmastovyöhykkeitä.
Kävin ensimmäisen kerran Chilessä vuonna 2014, kaksitoista vuotta sitten. Siitä on kulunut aikaa, mutta chilenot muistuttavat minua aina vain uudelleen aikakäsityksen kulttuurisidonnaisuudesta. Vuodet tietenkin kuluvat yhtä nopeasti kuin muuallakin, mutta päivissä on omat erikoisuutensa. Vaikka tapaaminen paikallisten kollegoiden kanssa olisi sovittu tiettyyn kellonaikaan, voi olla turhaa odottaa heidän saapuvan paikalle edes vartin sisällä sovitusta. Puoli tuntia tai tunti ei välttämättä merkitse mitään ja illalliselle voidaan saapua vaikka kaksikin tuntia myöhässä. Se on ajoissa Chilen aikaan, ja asiassa ei nähdä suuriakaan ongelmia.
Tapaan Diego Portalesin yliopistossa nuoremman kollegani Pablo Peñan, joka on juuri saanut väitelleen tutkijan työpaikan Kiinasta, Pekingin yliopistosta. Tapaamisemme on tuntia alkujaan sovittua myöhemmin. Olemme olleet yhteistyössä kirjoittamassa kahta tieteellistä artikkelia hänen toimiessaan väitöstutkijana, ja aiomme jatkaa yhteistyötä hänen siirtyessään tohtorin paperit kourassaan toteuttamaan eksoplaneettatutkimusta Tyynen meren toiselle laidalle. Kiina on nouseva tiedemahti. Maassa ymmärretään edelleen tieteen rooli käytännössä loputtomana taloudellista ja yhteiskunnallista hyvää tuottavana investointina.
Tutkimuksellisesti päämäärämme ovat yhtenevät. Haluamme selvittää kuinka paljon jupiterinkaltaisia jättiläisplaneettoja Auringon lähinaapurustosta löytyy. Se vain ei ole aivan helppoa.
Viileiden jupiterien vaikutus
Jättiläisplaneettoja on monenlaisia. Niitä esiintyy kuumina, lähellä tähteään, ja kylminä, kaukaisilla radoilla. Kuumat jupiterit olivat ensimmäisiä yllätyksiä, joita eksoplaneettojen etsintä tuotti tutkittavaksemme, mutta pian opimme, että ne ovat vain jäävuoren huippu. Oli myös outoja eksentrisiä jupitereita, jotka kiertävät tähtensä hyvin soikeilla radoilla. Ne ovat luultavasti päätyneet radoilleen planeettakumppanien vetovoimavaikutusten seurauksena. Lisäksi on kuitenkin ehkäpä merkittävin jättiläisplaneettojen joukko: viileät jupiterit. Ne ovat kaasujättiläisiä kuten Jupiter tai Saturnus, tai vieläkin massiivisempia, ja kiertävät tähtiään kaukana. Ne ovat jättiläisplaneettojen arkkityyppi, joiden joukosta vain jotkut ovat päätyneet tähtiensä lähelle tai soikeille radoille. Viileitä jupitereita on noin kuudella auringonkaltaisella tähdellä sadasta. Niitä on siis runsaasti muttei alkuunkaan jokaisessa planeettakunnassa.
Yleinen käsitys jättiläisplaneettojen ratojen kehityksestä on se, että ne syntyvät aluksi ympyräradoilla. Jos jättiläisiä on ainakin kaksi, alkavat voimakkaat planeettojenväliset vetovoimavaikutukset, jotka saavat planeettojen radat muuttamaan muotoaan. Jos sisemmät planeetat päätyvät soikeille radoille, ne voivat päätyä tekemään lähiohituksia tähden kanssa, mikä saa voimakkaat tähden vuorovesivoimat pyöristämään radan ympyräksi. Se tuottaa kuumia jupitereita, mutta jättää myös jälkeensä koko joukon eksentrisen radan jättiläisiä, jotka eivät koskaan päätyneet tarpeeksi lähelle tähteään. Voimakkaimpia vuorovaikutukset ovat niissä planeettakunnissa, joissa ulommatkin kaasujättiläiset päätyvät soikeammille radoille. Ilmiö havaitaan planeettojen ratojen eksentrisyyden, eli soikeuden jakautumista (Kuva 1.). Jakautumat kertovat, että valtaosa viileistä jupitereista jää ympyränmuotoisille radoille kuten Jupiter ja Saturnus, jos kuumaa jupiteria ei pääse syntymään.
Jupiter on merkittävin muiden planeettojen syntyä ja kehitystä kontrolloinut voima Aurinkokunnassa. Se hallitsee Aurinkokuntaa vetovoimallaan — on hallinnut syntymästään alkaen, lähes Auringon ydinreaktioiden käynnistymisestä lähtien. Jupiterin muinainen muuttoliike jätti sisäplaneettakunnan materiavarannot varsin vähäisiksi, ja esti yleisten planeettatyyppien edustajien, supermaapallojen ja minineptunusten, synnyn Aurinkokuntaan. Materiaa oli vain hiukan yli kaksi kertaa Maan massan verran, mikä johti tuntemamme sisäplaneettakunnan syntyyn.
Aihe herättää kiinnostavia tieteellisiä kysymyksiä. Voisiko viileiden jupiterien olemassaolo olla yleisemminkin maapallonkaltaisten, elinkelpoisten planeettojen olemassaolon taustalla? Asiaa voisi tutkia tarkastelemalla tähtiä joilla on viileitä jupitereita ja vertaamalla tuloksia niihin tähtiin, joilta jupiterit puuttuvat. Jo olemassaolevien havaintojen perusteella voisi olla mahdollista selvittää kuinka viileät jupiterit vaikuttavat olemassaolollaan maapallojen ja supermaapallojen yleisyyteen. On kuitenkin eräs haaste. Radiaalinopeusmenetelmällä voidaan saada selville vain planeettojen massojen alarajat, koska kiertoradan tason suuntautuminen avaruudessa jää tuntemattomaksi tekijäksi. Saatamme silloin erehtyä havaittujen kohteiden luonteesta. Toisinaan saatetaan tulkita ruskeiden kääpiöiden tai jopa sopivalla kiertoradalla olevien hyvin himmeiden punaisten kääpiötähtien aiheuttamien signaalien viittaavan planeettoihin, mikä vääristää tuloksia. Apuun on kuitenkin saatavilla Gaia -avaruusteleskoopilla tehdyt havainnot.
Gaian avulla on mitattu kaikkien lähitähtien liikettä taivaankannen suunnassa. Mittausten avulla on siksi mahdollista määrittää myös kaikkien lähiavaruuden viileiden jupiterien ratataso ja varmistaa niiden luonne planeettoina täysin kiistattomasti. Gaian havainnoista viileiden jupiterien löytäminen on edelleen erittäin hankalaa, koska havainnot eivät riitä kattamaan kuin osan tyypillisten viileiden jupiterien ratakierroksista. Mutta yhdessä kattavien radiaalinopeushavaintojen kanssa viileät jupiterit saadaan kartoitettua varsin aukottomasti. Asiassa on jo onnistuttu esimerkiksi lähitähden Epsilon Indi suhteen. Sitä kiertävän viileän jupiterin rata saatiin määritettyä perustuen Gaian havaintoihin, ja asia sai vielä varmistuksensa, kun planeetan suora kuvaaminen onnistui. Nyt radanmääritys on vain toistettava suurelle joukolle lähitähtien planeettoja.
Aiommekin yhteistyössä Pablo Peñan kanssa tarkentaa viileiden jupiterien yleisyyttä koskevia laskelmia, ja arvioida miten niiden olemassaolo vaikuttaa muiden planeettojen esiintymiseen. Se on tuleva tutkimusprojekti, joka tiivistää Helsingin yliopiston tutkimusryhmäni yhteistyötä Diego Portalesin tutkijoiden kansa ja avaa uuden suunnan yhteistyölle Pekingiin.
Asiassa on kuitenkin muitakin tekijöitä, joiden suhteen tyhjentävät tieteelliset vastaukset puuttuvat. Jupitereita nimittäin esiintyy sitä enemmän mitä suurempi niiden kiertämien tähtien metallipitoisuus on. Jos tähden koostumuksesta suurempi osuus on heliumia raskaampia tähtitieteilijöiden kollektiivisesti metalleiksi kutsumia aineksia, on samoja raskaampia aineksia ollut enemmän saatavilla myös jättiläisplaneettojen syntyyn. Silloin planeettoja on syntynyt herkemmin ja niitä on havaittavissakin enemmän. Mutta Aurinko ei ole erityisen metallipitoinen tähti, vaan karkeasti tähtien keskitasoa. Silti Auringolla on Jupiterinsa, mikä herättää kysymyksiä syy- ja seuraussuhteita.
Ehkäpä metallipitoisempien tähtien ympärillä on enemmän myös planeettakuntia, joissa sisäplaneetat ovat jääneet pieniksi ja joista kannattaa etsiä maankokoisia, elinkelpoisia kiviplaneettoja. Toisaalta, jos jättiläisplaneettoja syntyy herkemmin, ehkäpä niitä muodostuu jopa useampia ja ne päätyvät herkemmin kaoottisille radoille, joilla ne hävittävät sisäplaneettakuntansa kappaleet tai estävät niiden synnyn. Aiomme siksi huomioida projektissamme myös tähtien metallipitoisuuden vaikutuksen niitä kiertämään syntyviin planeettakuntiin.
Moni yksityiskohta on hämärän peitossa, mutta tutkimuksemme on vasta alkuvaiheessaan. Emme osaa arvata mitä tietoa tutkimuksen myötä saamme. Odotettavissa on joka tapauksessa kiinnostavia tietoja planeettakuntien synnyn lainalaisuuksista ja maapallonkaltaisten planeettojen yleisyydestä.
Yllätyksiä on myös luvassa. Jos eksoplaneettojen löytöhistoria opettaa mitään, niin sen, että luonto yllättää tutkijansa takuuvarmasti. Uusien planeettalöytöjen myötä on paljastunut, että juuri mikään ennakko-odotus, joka on perustunut tietoihimme ennen suurta määrää eksoplaneettalöytöjä, ei ole osoittautunut paikkansapitäväksi. Ihmismielelle vain on niin kovin helppoa vetää johtopäätöksiä perustuen olemassaolevaan tietoon. Jos se olemassaoleva tieto on vajavaista tai perustuu jopa yksittäiseen esimerkkiin, joka ei ole tilastollisesti edustava, ennakko-odotuksetkin ovat takuuvarmasti harhaisia. Käsityksemme Aurinkokunnasta tyypillisenä planeettakuntana on yksi sellainen yksittäinen esimerkki. Onneksemme Aurinkokunnan tilastollinen harvinaisuus on kuitenkin jo suhteellisen hyvin ymmärretty tosiasia.
Kohti kotia
Viimeisenä päivänäni Diego Portalesin yliopistolla pääsen kuulemaan opiskelijoiden esityksiä heidän tutkimuskohteistaan. Kyse on vuotuisesta jamboreesta, jossa tähtitieteen opiskelijat harjoittelevat esiintymistä esittelemällä tekemänsä tutkimuksen yksityiskohtia henkilökunnalle, vierailijoille ja toisilleen. Tarkoituksena on myös saattaa kaikki kartalle siitä, minkälaisten kysymysten parissa muut tutkijat tietokoneidensa ääressä pakertavat mutta on vielä kolmaskin ulottuvuus. Opiskelijoille kyse on tärkeästä vertaistuesta, kun he näkevät, että kaikki muutkin kärsivät samoista tieteentekijäksi opettelevien alkuvaikeuksista.
Tutkimuskohteina ovat tietenkin eksoplaneetat mutta huomio kiinnittyy myös oman galaksime ulkopuolelle. Aiheina ovat galaksien kehitys, maailmankaikkeuden varhaisimmat galaksit supermassiivisine mustine aukkoineen. Omassa galaksissamme opiskelijat tutkivat ruskeita kääpiöitä, tähtienvälistä ainetta, supernovaräjähdyksiä, nuoria tähtiä ja niiden kehitystä, sekä planeettakuntien syntyä. Ne ovat kaikki tyypillisiä tähtitieteen tutkimuskohteita kautta maailman. Jokainen tutkimus myös hyötyy valtavasti uusista havaintolaitteista ja tietoteknisistä kehitysaskeleista, joista edelliset ovat erityisen hyvin saatavilla juuri Chilessä, teleskooppien maassa. Mutta eniten tutkimusta hyödyttää jatkuva uusien opiskelijoiden ja nuorten tutkijoiden saapuminen Santiagoon kaikista maailman kolkista. Suurin tieteellinen resurssi ovat ihmiset, tieteentekijät, ja heidän mahdollisimman laaja diversiteettinsä.
Tiedämme asian perustuen lukuisiin tutkimuksiin. Kun tutkimusryhmien kokoonpano on mahdollisimman monimuotoinen ja ihmisiä on eri taustoista, etnisyyksistä, kulttuureista, sekä yhteiskunnallisista asemista, saadaan maksimoitua myös tieteellisen ajattelun monimuotoisuus. Se näkyy parempina ja kattavampina tuloksina, sekä kekseliäämpinä menetelminä, ja johtaa menestyksekkäämpiin tieteellisiin projekteihin. Siksi ovien pitäminen avoinna kaikille on korkealaatuisen tieteenteon avainedellytyksiä, vaikka esimerkiksi etnisten vähemmistöjen edustajat jäisivät edelleenkin muiden varjoon.
Lähden kohti kotia pohtien kuinka järjetöntä pienen maan olisi heittää potentiaalia hukkaan asettamalla opiskelijoiden harteille kasvavia taloudellisia taakkoja, mikä johtaa yhteiskunnallisesti heikommasta asemasta tulevien voimakkaampaan karsiutumiseen joukosta. Tieteenalojen diversiteettiä taas olisi järjetöntä karsia leikkaamalla yliopistojen perustutkimuksellisista resursseista ja akateemisesta vapaudesta tai pakottaen keskittymään kaupallisia pikavoittoja tuottaviin aloihin. Pohdin myös samaa järjettömyyttä suhteessa pyrkimyksiin sulkea rajoja maahanmuutolta, jolloin lahjakkaat opiskelijat eivät pääsisi yliopistoihin valtion rajojen ulkopuolelta. Siinä olisi häviäjänä yhteiskunta ja sen jäseninä kaikki.
Ja sitten katson hämärtyneelle taivaalle. Näen lukuisat tähdet ja linnunradan, jonka keskus on näkyvissä eteläisellä pallonpuoliskolla. Tutut tähtikuviot ovat ylösalaisin ja Kuu liikkuu väärään suuntaan, mutta ne ovat vain siirtyneen näkökulmani seurauksia. Taivaalla vilahtaa myös muutama satelliitti muistuttamassa teknologiastamme sekä sen haitallisesta vaikutuksesta tähtitieteelle. Muutoin on rauhallista.
Andien viilenevä syysilma puhaltaa otsalleni. En tiedä koska tulen takaisin, jos koskaan. Mutta sen tiedän, että globaali yhteistyöverkostoni tuottaa tieteellistä tietoa tulevaisuudessakin, enkä malta odottaa mitä saamme seuraavaksi selville.
Vastaa
Paluu eteläisen taivaan alle, osa 2
Tutkijana omia tuloksia on jatkuvasti esiteltävä muille. On saatava omalle tutkimukselle näkyvyyttä ja on saatava elintärkeää palautetta, joka auttaa paikkaamaan tieteellisessä päättelyssä mahdollisesti olevia pieniä tai suuria aukkoja ja heikkouksia. Oman tutkimuksen altistaminen kritiikille ei vain ole psykologisessa mielessä ongelmatonta. Vaikka kritiikki kohdistuu työhön, se on helppoa kokea henkilökohtaisena omaa työpanosta kritisoivana kommentointina. Tutkijana ammattimaisuus syntyy kyvystä tarkastella omia tuloksia objektiivisesti, samalla kriittisellä otteella, jolla muiden tekemään tutkimusta arvioidaan. Se ei tietenkään ole aina helppoa, koska subjektiivisuus on ihmisluonteelle hyvin luontaista.
Kaiken huipuksi, yleisön edessä seisominen on joillekin tutkijoille painajaismaista. Entä, jos unohdan mitä halusin sanoa? Jos tekniikka pettää, enkä saa esitystäni näkyviin tai ääntäni kuuluviin? Mitä, jos minulta kysytään kysymyksiä, joihin en osaakaan vastata? Entä, jos koko tutkimukseni on pelkkää roskaa, joka ei kiinnosta ketään ja on vieläpä virheellistäkin?
Omalla kohdallani on onni, etten oikeastaan jännitä julkista puhumista. Seminaariesitys Santiagossa olisi muutoin saattanut tuntua suoranaiselta katastrofilta. Kannettava tietokoneeni päätti lakata toimimasta edellisenä päivänä ja olin yleisön edessä vajavaisen esityksen kanssa. Jouduin improvisoimaan esityksen loppuosan näyttämällä muutamia kuvaajia tuoreeltaan julkaisemistani tieteellisistä artikkeleista. Vaikeuksista huolimatta saimme lopulta aikaiseksi erittäin hedelmällisen keskustelun mahdollisuuksista viedä tutkimustani eteenpäin. Diego Portalesin kollegoilla oli hyviä ajatuksia siitä, minkälaiset havainnot voisivat olla avuksi, ja mitä niistä saattaisi saada irti.
Henkilökohtaiset katastrofit tuntuivat kuitenkin jatkuvan, koska en saanut lainaksi kannettavaa tietokonetta, eikä uuden hankinta olisi millään tavalla realistista verrattaen lyhyen ulkomaanvierailun puitteissa. Kaikeksi huipuksi syyssateet alkoivat, ja tuottivat vuoristoalueelle tyypillisiä ongelmiaan. Maanvyöryt ja virtaavan veden eroosio voivat katkaista sähkölinjoja, kuten tekevät myös liukkaiden teiden tuottamat onnettomuudet ja autoilijoiden törmäilyt sähköpylväisiin. Kuiviin olosuhteisiin tottuneiden kuljettajien tilannenopeudet voivat olla aivan liian suuria märälle asvaltille. Siksi sähkökatkotkin ovat yleisiä, ja syyssateet tuovat Chileen mukanaan jatkuvan sarjan pieniä pimennyksiä ja katkenneita verkkoyhteyksiä. Niihin on varauduttu kaasuliesillä ja mahdollisuuksilla laittaa ruokaa avotulella, sekä oman sähköntuotannon mahdollistavilla dieselgeneraattoreilla, mutta moni pyrkii ottamaan käyttöön aurinkopaneelijärjestelmiä akkuineen, jotta voi jopa tuottaa riippumattomasti kaiken sähkönsä. Aurinkoa Chilessä riittää, mutta taloudellisia mahdollisuuksia sen hyödyntämiseen vaadittaviin investointeihin on vain harvoilla.
Lähes ainoa vakaa energianlähde muuttuvan ilmaston ja poliittisen epävakauden maailmassa on Aurinko. Se on kuitenkin paljon muutakin kuin vain pirteä taivaan ydinreaktori. Vakaan energiavirran ja elinkelpoisuuden mahdollistavien ilmasto-olosuhteiden lisäksi Aurinko tarjoaa meille myös tietoa siitä, miten maailmankaikkeus ympärillämme toimii.
Pilkkujen loiste
Aurinko on merkittävässä roolissa tähtitieteessä, koska se on meitä lähinnä sijaitseva tähti. Se on ainoa fuusioreaktioita ytimessään ylläpitävä taivaankappale, jota voimme havaita suurella tarkkuudella aivan lähietäisyydeltä. Auringon pinnan näkyvimpien ilmiöiden, tummien pilkkujen havainnointi onkin ollut yksi pisimmistä ihmiskunnan toteuttamista tieteellisistä havaintoprojekteista ja pilkkujen 11 vuoden sykli havaittiin jo 1800-luvun alkupuoliskolla. Se näkyy mainiosti perhosdiagrammiksi kutsuttuna kuvaajana, jossa pilkkujen paikka tai kokonaispinta-ala Auringon pinnalla näytetään ajan suhteen (Kuva 1.). Pilkkujen palkkojen kuvaaja muistuttaa ajassa taaksepäin lentävää perhosten jonoa.
Auringon magneettisen aktiivisuussyklin aikana pilkkuja vaikuttaa muodostuvan aluksi vain hyvin vähän. Kun niiden muodostuminen pääsee vauhtiin, ne esiintyvät korostetusti noin 20 astetta päiväntasaajasta navoille päin, leviten aina leveyspiirille 30 asti. Pilkkujen määrä kasvaa voimakkaasti saavuttaessa voimakkaamman aktiivisuuden vaiheeseen mutta myös niiden paikat siirtyvät lähemmäs päiväntasaajaa. Aivan päiväntasaajalta pilkut jäävät tosin puuttumaan. Syklin saapuessa päätökseen pilkkujen muodostus heikkenee taas lähes olemattomiin, alkaakseen vain uudelleen alusta.
On huomattava, että yksittäinen pilkku tai niiden ryhmä on tavallisesti havaittavissa vain yhden Auringon pyörähdyksen verran. Sen elinikä yltää harvemmin niin pitkäksi, että pilkku on tunnistettavissa samaksi sen tullessa uudelleen näkyviin Auringon pyöriessä. Jotkut pilkkuryhmät voivat kuitenkin olla havaittavissa kuukausien ajan. Pilkut ja niiden ryhmät muuttavat muotoaan, hajoavat ja kasvavat, sulautuvat yhteen tai kutistuvat olemattomiin. Ne ovat erittäin dynaamisia muodostelmia, mikä ei ole lainkaan yllättävää. Auringon pinnan räiskyvä plasma ei ole pilkuille vakaa alusta, vaan sen virtaukset ja konvektioksi kutsuttu kiehunta muuttavat pilkkujen kokemaa ympäristöä alituiseen.
Auringonpilkut ovat oikeastaan vain hiukan ympäristöään viileämpiä kohtia tähtemme pinnassa. Niiden kohdalla tähden magneettikenttä läpäisee pinnan estäen ja vaimentaen ylöspäin suuntautuvaa konvektiota, mikä heikentää lämmön siirtymistä pintaan pilkkujen kohdalla. Auringonpilkut ovat yli tuhat astetta tähtemme muuta pintaa viileämpiä, mikä tarkoittaa, että ne ovat silti 3300-4800 celsiusasteen lämpötilassa. Pilkkujen näyttäytyminen tummina täplinä kuvastaa siten vain niiden suhteellista viileyttä verrattuna yli 6000 celsiusasteen kuumuudessa loistavaan plasmaan niiden ympärillä. Jos pilkkujen pintaa voisi tarkastella ilman niiden ympäristöä, ne näyttäisivät kirkkaan keltaisilta ja säteilisivät sokaisevaa valoa. Viileys on Auringon ja muidenkin tähtien pinnoilla vain suhteellista.
Tarkastelemalla pilkkujen liikettä Auringon pinnalla, tähtitieteilijä ovat onnistuneet määrittämään liikkeestä säännönmukaisuuksia. Auringon päiväntasaaja vaikuttaa pyörivän hiukan nopeammin kuin sitä kauempana olevat alueet. Päiväntasaajalla Aurinko vaikuttaa pyörähtävän itsensä ympäri kerran noin 26 päivässä. Kauempana pilkkujen avulla mitattu pyörähdysnopeus heikkenee, ja lähellä napa-alueita yhdessä kierroksessa kestää jopa yli 33 päivää. Silloin päiväntasaaja kuljettaa myös Auringon magneettikenttää nopeammin mukanaan, kiristäen sen silmukoita kireämmälle kunnes magneettikenttä vaihtaa napansa päinvastaisiksi ja koko 11-vuotinen magneettinen sykli alkaa alusta.
Pilkut ovat helposti havaittavissa, mutta niiden viestiä ei ole aivan helppoa tulkita. Niiden paikkoja ja jakautumaa Auringon pinnalla hallitsevat tiukat lainalaisuudet, mutta joukossa on myös runsaasti satunnaisuutta. Emme osaa ennustaa yksittäisiä pilkkuja, niiden syntypaikkoja, liikettä tai kasvua, mutta voimme ennustaa miten ne käyttäytyvät suurena joukkona. Perhosdiagrammi on siitä mainio osoitus selkeine säännönmukaisuuksineen ja jaksollisuuksineen.
Toisten aurinkojen pilkut
Toisten tähtien pilkkurakenteita voidaan havaita ja tutkia monilla eri tavoilla, mutta eräs menetelmä on ehkäpä erityisen yllättävä. Siihen liittyvät oleellisesti eksoplaneetat. Voimme ajatella tähden editse kulkevan planeetan työkaluksi, jolla kartoitetaan tähden pintaa. Planeetan lipuessa tähden editse, se peittää kulkiessaan kaistaleen tähden pinnasta tuottaen tavanomaisen himmenemisen tähdestä teleskooppeihimme saapuvaan valoon. Mutta jos planeetan taakse jäävällä pinnalla onkin jokin himmeämpi kohta, kuten suuri tähdenpilkku, planeetta himmentää tähden valoa sen yli lipuessaan selvästi vähemmän. Ero voidaan havaita ylikulun aikana tapahtuvana pienenä tai hiukan suurempanakin kirkastumisena, mikä auttaa tekemään tarkkoja mittauksia tähtien pintarakenteesta.
Toinen tapa määrittää tähtien pilkkurakenteita on katsoa niiden kirkastumista ja himmenemistä, kun ne pyörivät. Pilkkujen saapuessa näkyviin ja poistuessa näkyvistä tähden pyöriessä, voidaan määrittää niin pilkkujen paikat kuin kootkin, vaikkakin vain suurille pilkkurakenteille. Ja silloinkin tulokset ovat vain hyvin karkeita. Pilkkukarttojen tuottaminen tähtien pinnoilta (Kuva 2.) on kuitenkin huikea edistysaskel huomioiden, että tähdet näkyvät taivaalla vain pistemäisiä valonlähteinä havaittaessa niitä jopa tarkimmilla avaruusteleskoopeilla.
Toisten tähtien pilkkurakenteiden, niiden muutoksen, kehityksen ja sijainnin, sekä tähtien pyörimisen tutkimus on edelleen hyvin hankalaa ja tietoa saadaan vain vähän. Mutta viimeisten vuosien edistysaskeleet tutkimuksessa ovat paljastaneet tähtien olevan pilkkurakenteiltaan jopa huomattavasti monimuotoisempia ja oudompia kuin havainnot Auringosta ovat saattaneet antaa olettaa. Ja sittenkin toisten tähtien suurikokoiset pilkut muistuttavat käyttäytymiseltään Auringon pilkkuryhmiä monella tapaa. Pilkut elävät ja kuolevat, saapuvat näkyviin ja katoavat kuten Auringonkin pinnalla. Ne ovat yhtä ennustamattomia yksilöinä, mutta noudattavat kenties vastaavanlaisia lainalaisuuksia.
Tähtien pinnat kertovat joka tapauksessa siitä, miten toiset tähdet toimivat, kuinka niiden magneettiset dynamot käyttäytyvät, kuinka taajaan ne purkautuvat ja minkälaisessa avaruusympäristössä niiden planeetat liikkuvat. Se auttaa kertomaan minkälaisia mahdollisuuksia elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoilla on ylläpitää elämälle suotuisia olosuhteita ja kuinka kauan elinkelpoisuus voi olla mahdollista. Samalla opimme Auringosta, joka noudattaa samoja lainalaisuuksia oman planeettamme elämää sääntelevänä valonlähteenä.
Ymmärrämme vajavaisesti Aurinkoa ja sitä, kuinka se on pitänyt planeettamme elämälle suotuisana jo yli neljä miljardia vuotta. Vieläkin vajavaisemmin ymmärrämme mitkä tekijät tekevät toisia tähtiä kiertävistä planeetoista elinkelpoisia ja mahdollistavat elämän synnyn niiden olosuhteissa. Tähdet ovat kuitenkin varmuudella oleellisessa roolissa. Sen vuoksi eksoplaneettatutkimuksessa esiintyy yleisesti lähtökohta, jonka mukaan on ensin tunnettava tähti ennen kuin voi tuntea planeetan. Ja mikäpä olisikaan parempaa kuin tuntea tähtien toimintaa yleisellä tasolla, kyeten ennustamaan niiden toimintaa. Silloin voisimme helpommin ennustaa myös niitä kiertävien planeettojen elinkelpoisuutta.
Vastaa
Paluu eteläisen taivaan alle
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.
Vastaa
Eksoplaneetat magneettikentässä
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.
Yksi kommentti “Eksoplaneetat magneettikentässä”
-
Se mitä oman aurinkokuntamme planeetoista tiedetään ei tue ajatusta että planeetan magneettikenttä olisi kovin tai ollenkaankaan tärkeä sen elinkelpoisuuden tai ilmakehän säilymisen kannalta.
Venuksen, Maan ja Marsin nykyinen plasma-happipako on mitattu satelliiteilla. Tulos on Venukselle ja Maalle suuruusluokkaa 0.1 kg/s ja Marsille lähes puolet pienempi. Maalle se tarkoittaa 3 cm globaalin vesikerroksen massaa viidessä miljardissa vuodessa. Suorat mittaukset eivät siis tue ajatusta että magneettikentällä olisi merkittävä rooli plasmapaon rajoittamisessa, eivätkä myöskään sitä että plasmapako olisi ylipäätään merkittävä geologisessa aikaskaalassa planeetan ilmakehän tai vesikehän säilymisen kannalta, ainakaan oman Aurinkokuntamme tapauksessa. Näin näyttää olevan silloinkin vaikka aurinkotuuli olisi ollut menneisyydessä nykyistä voimakkaampi, koska esim. kymmenkertainenkaan pako ts. 30 cm vesikerroksen menetys ei vielä olisi elinkelpoisuuden kannalta merkittävä.
On ehkä houkuttelevaa ajatella että Marsin ohut ilmakehä olisi seurausta ilmakehän pakenemisesta, mutta jos näin olisi, todennäköisemmin ilmakehä oilsi karannut kokonaan kuin se että sattuisimme havaitsemaan Marsia juuri sellaisella geologisella hetkellä jolloin sen ilmakehästä on enää rippeet jäljellä. Marsin ilmakehän ohuudelle onkin muita selityksiä kuten varhainen impaktieroosio ja hiilidioksidin osittainen härmistyminen navoille.
Jos planeetalla on magneettikenttä, se tosiaan estää aurinkotuulen suoran kohtaamisen yläilmakehän kanssa. Mutta toisaalta magneettikenttä mahdollistaa uudenlaisia pakomekanismeja, kuten revontulialueen ylöspäin suuntautuvat ionisuihkut. Ylipäätään jos planeetalla on magneettikenttä, koko plasmaympäristö on hyvin erilainen kuin magnetoitumattoman planeetan tapauksessa. Magnetosfääri on myös kooltaan paljon isompi kuin planeetta, jolloin suurempi määrä aurinkotuulta pystyy energeettisesti kytkeytymään sen kanssa mitä magnetosfäärissä tapahtuu. Nettovaikutusta on vaikea selvittää mallintamalla, mutta mittauksia voidaan silti tehdä, ja on tehty kuten yllä kerroin.
Jos eksoplaneetta kiertää tähden lähellä ja tähti on magneettisesti aktiivinen punainen kääpiö, tilanne on hyvin erilainen kuin omassa aurinkokunnassamme. En tiedä millainen nettovaikutus magneettikentällä on sellaisessa tapauksessa.
Vastaa
Jäätynyt valtameriplaneetta
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.
2 kommenttia “Jäätynyt valtameriplaneetta”
-
Heikki Malkavaara sanoo:
https://www.hs.fi/tiede/art-2000011813364.html
Happi, fosfori ja typpi. Mitä mieltä olet?
Lentotaidoton
-
Mikko Tuomi sanoo:
Kemiallisen elinkelpoisen vyöhykkeen idea on varsin kiinnostava, mutta se vaatii lisää tutkimusta, koska kemian tuomat rajoitteet ovat vain hyvin karkeasti ymmärrettyjä. Olisihan se toki mainiota, jos osaisimme vain tähden alkuainepitoisuuksia katsomalla sanoa voisivatko sitä kiertävät planeetat olla maankaltaisella tavalla elinkelpoisia.
-
Vastaa
Viileä mutta elinkelpoinen
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.
2 kommenttia “Viileä mutta elinkelpoinen”
-
Lumipuna sanoo:
Mielenkiintoista!
Tässä tapauksessa siis säteilymäärä olisi todennäköisimmin noin 30-35 prosenttia, eli samaa luokkaa luin Marsilla useita miljardeja vuosia sitten Auringon ollessa nykyistä himmeämpi. Tuolloinhan ilmeisesti Marsin pinnalla oli ainakin ajoittain sula valtameri ja järviä, vaikka vaikea on ymmärtää miten tämä on ollut mahdollista. Maapallonkin merien sulana pysymiseen on tarvittu runsaasti kasvihuonekaasuja, kun planeettamme saama säteilymäärä oli 70-80 prosenttia nykyisestä.
Olen nähnyt joitain suuntaa-antavia laskelmia siitä, millainen kaasukehä olisi ollut riittävä lämmittämään nuorta Marsia. Mutta millainen geologinen ympäristö voisi realistisesti ylläpitää tällaista kaasukehää Marsin kokoisella planeetalla, tai edes Maan kokoisella? Ilmeisesti nuori Mars oli vulkaanisesti melko aktiivinen, mikä tuotti hiilidioksidia ja ehkä metaania kaasukehään. Toisaalta, luulisi että sulan meren aikana silikaattien eroosio sitoo hiilidioksidia ja estää siten aivan valtavien hiilidioksidimäärien kertymisen kaasukehään. Ehkä kyseessä onkin ollut lyhytaikainen jaksottainen sulaminen pitkien jääkausien välillä, joiden aikana hiilidioksidia kertyi aina uudelleen riittävä määrä? Tällöin mahdollisen mikrobielämän täytyisi olla käytännössä rajoittunut elämään syvällä maankuoressa ja merenpohjan kuumissa lähteissä.
Ja miten tämä vertautuisi planeettaan, jonka pinta on kokonaan syvän valtameren peitossa? Onko odotettavissa, että hiilidioksidia sitova silikaatti-karbonaattikierto jäisi hyvin tehottomaksi jos silikaattikuori on syvällä meren alla suojassa eroosiolta? Maapallonkin epäillään olleen nuorena hieman nykyistä vetisempi, mikä olisi pitänyt maa-alueet enimmäkseen meren alla ja vähentänyt eroosiota. Voisiko täysin meren peittämälle planeetalle kehittyä supervoimakas kasvihuonekaasukehä, joka pystyisi pitämään meren pintaa enemmän tai vähemmän yhtäjaksoisesti sulana Marsia vastaavilla säteilymäärillä? Mutta silloin tuohon mereen ei kai liukenisi juuri lainkaan ravinteita elämän käytettäväksi.
-
Tässä on kiinnostavia kysymyksiä, joihin on todella vaikeaa vastata käytettävissä olevien tietojen perusteella. Mainio syy jatkaa tutkimusta aihepiirin tiimoilta!
-
Nyt en ymmärrä:
Kirjoitat: ”planeetta on pyörimisensä suhteen lukkiutunut näyttämään aina toisen puoliskonsa tähdelleen”
Missä mielessä sellaisella planeetalla voi olla aamu ja ilta?
Perinteisessä mielessä aamua ja iltaa ei olekaan.
Kyse on siitä, että planeetan toisella puolella kaasukehän virtaukset tuovat pilviä sisältävää viileämpää kaasua valaistulle puolelle, kun taas toisella puolella lämmennyt kaasu, josta pilvet ovat haihtuneet, kulkeutuu planeetan pimeälle puolelle. Se ero auttaa erottamaan aamun ja illan puolet toisistaan. Kaasun virtaukset voivat poiketa planeetan keskimääräisestä pyörimisestä, joka on lukkiutunut kiertoaikaan tähden ympäri. Mitään kiintopistettä, eli kiinteää pintaahan kaasuplaneetalla ei ole.