Maanulkopuolisen elämän merkit sensaatioiden varjossa
Vanha totuus siitä, miten todisteiden puute ei ole puuttumisen todiste on edelleenkin syytä pitää mielessä, kun tarkastelemme uusia tieteellisen tiedon palasia ja niistä muotoutuvia kokonaisuuksia. Toisinaan vaikuttaa kuitenkin siltä, että todisteiden puute lasketaan jopa todisteeksi sellaisesta, jonka kovasti haluttaisiin olevan totta. Sensaatiot myyvät ja median tehtävä on modernissa maailmassamme tiedonvälityksen sijaan myydä, joten julkaistavaksi päätyy sensaatiouutisia, vaikka tieteen itsensä tarkka raportointi olisi tarjonnut vielä huikean paljon kiinnostavamman ja kiehtovamman kertomuksen.
”Jännittävä merkki mahdollisesta elämästä kaukaisella maailmalla.”
”James Webb -teleskoopilla tehtiin mahdollinen havainto elämän merkeistä.”
Näin raportoivat Britannian mediakentän luotettavamman pään BBC ja Guardian sekä Helsingin Sanomat uusista James Webb -avaruusteleskoopin havainnoista koskien tähteä K2-18 kiertävää minineptunukseksi luokiteltua planeettaa. Uutisotsikot ovat aihepiirille tavalliseen tapaan harhaanjohtavia, mutta uusien havaintojen takana on runsain mitoin kiinnostavaa tiedettä, jonka purkaminen kannattaa aloittaa dimetyylisulfideista.
Elämän merkkinä dimetyylisulfidi
Dimetyylisulfidi, tai metyylitiometaani, on varsin tavallinen, yksinkertainen rikkiä sisältävä orgaaninen molekyyli. Sitä tuottavat aineenvaihdunnassaan monet merenelävät, kuten yksinkertaiset levät. Ainetta vapautuu meriin ja ilmakehään, jossa se hapettuu helposti rikkidioksidiksi ja rikkihapoksi, jotka toimivat aerosoleina ja siten pilvien muodostumiseen vaadittavina tiivistymisytiminä. Dimetyylisulfidilla on merkittäviä vaikutuksia ilmastoon, ja se tarjoaa esimerkin mekanismista, jolla planeettamme elämä vaikuttaa omiin ilmastollisiin elinolosuhteisiinsa. Dimetyylisulfidi on siten tiiviisti yhteydessä eläviin organismeihin, joten sen havaintoa planeetan kaasukehässä on ajateltu yhdeksi mahdolliseksi merkiksi elävien organismien olemassaolosta planeetan pinnalla.
Olemme kuitenkin tekemässä suunnattoman virheen, jos ajattelemme molekyylin kielivän elämän olemassaolosta oman planeettamme olosuhteissa ja ekstrapoloimme sen merkiksi elämästä toisen, paljolti tuntemattoman eksoplaneetan eksoottisissa olosuhteissa. Planeetta K2-18 b on kuitenkin massaltaan noin yhdeksän kertaa Maata suurempi, joten sen olosuhteetkin takuuvarmasti poikkeavat meille tutusta lauhkeasta elinympäristöstä. Planeettaa peittää paksu kaasukehä, jonka tuottamassa paineessa ja kuumuudessa ei ole edes selvää, että sen pinnalla on selvä merenpinta, jota voisimme kutsua valtamereksi meille tutussa mielessä. Tiedämme dimetyylisulfidin esiintyvän esimerkiksi Marsissa, joten olisi suorastaan ennenaikaisen perusteetonta sanoa millään varmuudella, että planeetan K2-18 b olosuhteissa molekyyliä ei voisi muodostua luonnollisten, elottomien prosessien kautta. Vaikka levänkaltaisten organismien täyttämä valtameri kaukaisen eksoplaneetan pinnalla kuulostaakin kiinnostavalta hypoteesilta ja saattaisi hyvinkin tuottaa dimetyylisulfidia havaittavissa olevia määriä, ei sen postuloinnille ole perusteita.
Perusteita on siksikin vain vähän, että dimetyylisulfidia ei ole edes varmuudella havaittu. Planeettaa K2-18 b tutkinut ryhmä on tehnyt mainiota työtä ja havainnut selvät merkit metaanista ja hiilidioksidista planeetan kaasukehässä JWST:n avulla (Kuva 1.), mutta havaintoja on auttamatta liian vähän, jotta monimutkaisemman ja pitoisuuksiltaan pienemmän dimetyylisulfidin kiistaton havainto olisi mahdollista. Dimetyylisulfidin havainto ei edes parhaassa tapauksessa ollut tilastollisesti tarpeeksi merkitsevä ja oletettaessa, että JWST:n eri instrumenttien välillä saattaa olla pieniä poikkeamia, dimetyylisulfidin lisääminen kaasukehän malliin ei edes parantanut sen sopivuutta havaintoihin. Asia saattaa toki muuttua, kun tutkijat saavat analysoitavakseen havaintoja uusista ylikuluista ja pääsevät tarkastelemaan planeetan kaasukehän läpi suodattuvaa tähden valoa tarkemmin mutta toistaiseksi merkkejä dimetyylisulfidista voidaan pitää vain spekulaationa ja epävarmana arvailuna.
Muistamme mainiosti vastaavat spekuloinnit fosfiinin esiintymisellä Venuksen kaasukehässä. Sen rooli biomarkkerina on erittäin kyseenalainen, etenkin, kun Venuksen geologinen aktiivisuus paljastui uusista havainnoista ja voi selittää fosfiinin olemassaolon. Myös fosfiinin itsensä havainto Venuksen kaasukehässä kyseenalaistettiin myöhemmin, kun riippumaton tutkimusryhmä epäonnistui sen havaitsemisessa omilla menetelmillään. Olemme siis tavallaan identtisessä tilanteessa — meillä on spekulaatioita mahdollisen biomarkkerin havainnoista tilanteessa, jossa kyseisen kemiallisen yhdisteen rooli biomarkkerina on sekin spekulaatiota. On selvää, että uutiset elämän merkeistä ovat silloin täysin yliampuvia, sensaatiohakuisia myyntipuheita. Oireellisesti se, että mitään ei ole havaittu, kääntyi lehdistötiedotteissa ja mediassa mahdolliseksi havainnoksi, eikä riippumattomilta asiantuntijoilta juuri vaivauduttu kysymään mikä on asian laita.
Vetinen planeetta
Veden olemassaolo planeetan K2-18 b olosuhteissa on saatu varmennettua jo Hubble -avaruusteleskoopin havainnoilla. Vesimolekyylit näkyvät niinikään transmissiospektrissä niille tunnusomaisina merkkeinä, mikä osoittaa, että planeetan kaasukehässä on merkittäviä määriä vesihöyryä. Kyse on toki jo sellaisenaankin kiinnostavasta havainnosta, koska planeetta sijaitsee laskennallisella elinkelpoisella vyöhykkeellä. Sen pinnalla voisi tähden säteilyn puolesta olla sopivan lämmintä, jotta nestemäinen vesi voisi virrata esteettä jäätymättä kylmyydessä tai höyrystymättä kuumuudessa. Tuoreet JWST:n havainnot ovat siksikin merkittäviä, että ne osoittavat ammoniakin puuttuvan planeetan kaasukehään molekyylisopasta. Se sopii yhteen merellisen planeetan olosuhteiden kanssa, joissa vetypitoinen kaasukehä ympäröi planeettaa peittävää tuhansien kilometrien paksuista valtamerta. Planeettatyyppiä kutsutaan hyseaaniseksi planeetaksi, ja ne ovat yksi tyypillisimpiä eksoplaneettoja lähitähtien kiertolaisina.
Vesi on toki hyväksi elämälle, ja tietojemme mukaan vaatimus sen esiintymiselle. Planeetan K2-18 b tapauksessa vain emme edes tiedä mitään veden määrästä — sitä voi olla suuri prosentti planeetan koko massasta tai sitten sitä on vain ohut kerros paksun kaasuvaipan alla. Se voi olla kaasuna tai nesteenä tai muodostaen eksoottisia kovassa paineessa esiintyviä jään muotoja. Jos kaasukehä on liian paksu, voi vesi olla niin kuumaa, että elämän edellytykset ovat menneet ja kaasukehän alaosat muuttuvat vesihöyrystä nesteeksi kriittisen pisteen tuolla puolen, missä selkeää rajaa eri olomuotojen välillä ei enää ole. Ei siis ole edes varmaa, että planeetan kaasukehän alla on vedenpinta, joka muistuttaisi maanpäällisiä kylpyvesiä. Sen puuttuessa elämääkään tuskin voisi esiintyä.
Asiaan liittyy runsaasti ongelmallisia teknisiä yksityiskohtia, koska elämän merkkien havaitseminen nykyisillä instrumenteillamme on vain niin kovin vaikeaa edes optimaalisissa tapauksissa. Olemme lisäksi elämän etsinnässä toistaiseksi kuin se kertomusten juoppo, joka etsii aamuyön hämärässä kadonneita avaimiaan lähimmän katulampun alta — ei siksi, että siihen ne hukkasi, vaan koska muualla on liian pimeää. Viittaan tällä vertauksella siihen, että emme edes tiedä olisivatko hyseaaniset planeetat edes periaatteessa elinkelpoisia, jotta voisi esiintyä minkäänlaista elämää löydettäväksi. Jostakin on kuitenkin pakko koettaa etsiä kunnes opimme tekemään riittävän tarkkoja havaintoja maapallonkokoisten pienten kiviplaneettojen olosuhteista ja ominaisuuksista.
Toisaalta, kukapa tietää, ehkäpä elämää esiintyy valtavasti kautta universumin ja sen löytäminen on mahdollista kaikista kuviteltavissa olevista paikoista — myös hyseaanisten planeettojen elinkelpoisista meristä. Toistaiseksi asiasta vain ei ole saatu minkäänlaisia merkkejä taikka havaintoja, ja myös uutismedioiden tulisi odottaa edes siihen asti, kunnes havainnot biomarkkereina pidetyistä molekyyleistä ovat edes tilastollisesti merkitseviä. Muutoin voimme väittää aivan mitä tahansa ja millään totuusarvoilla ei ole enää mitään merkitystä.
Vastaa
Elämän rakennuspalikat pikapostissa
Tuntemamme maanpäällisen (ja -alaisen) elämän rakennuspalikat ovat jokseenkin yksinkertaisia orgaanisia molekyylejä. Sillä tarkoitetaan hiiliatomien ketjuuntumiskykyyn perustuvaa kemiaa, jossa monet muut alkuaineet sitoutuvat hiilen muodostamiin ketjuihin saaden aikaiseksi erilaisia biokemiallisten koneiden toimintaan osallistuvia kompleksisia molekyylejä. Molekyylien rakennuspalikat ovat kuitenkin tavallisesti hyvin yksinkertaisia. Esimerkiksi proteiinit, jotka toimivat niin organismien rakennusmateriaaleina kuin aineenvaihduntaa pyörittävinä biokemiallisia reaktioita vauhdittavina komplekseina, koostuvat vain 22 erilaisesta yksinkertaisesta aminohaposta. Ne puolestaan ovat typen sisältämän emäksisen amiini- ja happea sisältävän happaman karboksyyliryhmän värittämiä hiilipohjaisia molekyylejä. Koska amiini- ja karboksyyliryhmät ikään kuin neutraloivat toisensa yhdistymällä toisten molekyylien vastakkaisiin ryhmiin, syntyy pitkiä aminohappojen ketjuja, joita kutsumme proteiineiksi.
Planeettamme eliöt valmistavat tarvitsemansa aminohapot itse tai saavat ne ravinnokseen käyttämistään toisista eliöistä. Elämän syntyessä kumpikaan menettelytapa ei kuitenkaan ollut mahdollinen, vaan oleellisesti solujen toiminnan mahdollistavien proteiinien syntyyn on täytynyt olla saatavilla aminohappoja varhaisten elävien solujen elinympäristössä. Aminohappojen on täytynyt syntyä olemassaolevista kemiallisista yhdisteistä. Kaikeksi onneksi hiili, typpi ja happi ovat yleisiä alkuaineita kaikkialla maailmankaikkeudessamme ja aminohappoja voi syntyä niistä monella tapaa monenlaisissa olosuhteissa.
Aminohappoja voi havaita vaikkapa avaruuden molekyylipilvissä — tähtienvälisen aineksen pölynsekaisen kaasun pilvissä, joista uudet tähdet syntyvät pilvien saavuttaessa kriittisen tiheyden romahtaakseen kasaan oman vetovoimansa vaikutuksesta. Sellaisten pilvien pölyisiin sisäosiin ei pääse juuri säteilyä, ja niiden hyvin kylmissä olosuhteissa voi muodostua molekyylejä, jotka eivät heti hajoa läheisten tähtien ultraviolettivalon vaikutuksesta. Koska infrapunasäteily läpäisee pölypilvet, voimme havaita merkkejä molekyyleistä infrapunateleskooppien avulla. Esimerkiksi Spitzer -avaruusteleskoopilla on havaittu tryptofaaniksi kutsuttua aminohappoa läheisestä molekyylipilvestä IC 348 ja lukuisista muista vastaavista tähtienvälisen aineksen alueista. Kyse on yhdestä Maan elämän tarvitsemista aminohapoista, ja voimme siksi sanoa sen olevan yleinen molekyyli galaksissamme.
Monet aminohapot siis muodostuvat spontaanisti jo tähtienvälisessä avaruudessa. Niitä on siksi tarjolla jo siinä vaiheessa, kun planeetat vasta muodostuvat tähden synnyn sivutuotteena molekyylipilvien keskellä. Niitä päätyy runsaasti planeettojen pinnoille ja niiden valtameriin, jos sellaisia vain on.
Aminohappoja muodostuu aivan spontaanisti monissa erilaisissa olosuhteissa. Kuuluisassa jo seitsemän vuosikymmenen takaisessa elämän synnyn mahdollisuuksia tutkineessa kokeessaan, yhdysvaltalaiset kemistit Stanley Miller ja Harold Urey selvittivät voisiko aminohappojen synty olla mahdollista niissä olosuhteissa, joiden arveltiin esiintyneen maapallolla planeettamme vasta synnyttyä. Heidän kokeidensa lähtökohdat olivat planeettamme varhaisten olosuhteiden suhteen väärin mutta ne osoittivat silti kiistatta, että aminohappojen spontaani synty yksinkertaisemmista kemiallisista lähtöaineista, vedestä, metaanista, ammoniakista ja vedystä, joiden reaktioita katalysoitiin salamoita simuloivilla sähkönpurkauksilla, on mahdollista. Modernit kokeet osoittavat selvästi, että aminohappojen erilaisia muotoja syntyy laajassa skaalassa kemiallisia olosuhteita. Niitä syntyy myös suurempi kirjo kuin vain planeettamme elämän käyttämät 22 yksinkertaista aminohappoa, joten mahdollisuudet tuntemamme kaltaisen elämän rakennuspalikoiden muodostumiselle maankaltaisten planeettojen olosuhteissa ovat hyvät.
Myös merenpohjan sedimenttien kemia on sopivaa aminohappojen synnylle, jos vain mukaan saadaan sopiva energialähde. Mustien savuttajien ympäristöissä muodostuukin juuri sopivia energiagradientteja aminohappojen syntyyn — spontaanisti, ilman elävien organismien vaikutusta, syntyneitä aminohappoja onkin havaittu sedimenttien sisällä. Pelkkä nestemäinen vesi ja geologinen aktiivisuus siis vaikuttavat riittävän aminohappojen spontaaniin muodostumiseen, joten niiden saatavuus elämän syntyä silmällä pitäen vaikuttaa suorastaan todennäköiseltä.
Komeettojen ja asteroidien orgaanisen molekyylit
Elämän syntyä edesauttaneiden aminohappojen alkuperää koskeva keskustelu sai kierroksia viitisenkymmentä vuotta sitten, kun tutkijat saivat käsiinsä kaksi erikoista hiilikondriiteiksi kutsuttua meteoriittia Australiasta ja Meksikosta. Niiden kemiallinen analyysi osoitti meteoriittien sisältävän aminohappoja, joiden alkuperä kuitenkin jäi hämärän peittoon, koska maanpäällisen kontaminaation mahdollisuutta ei kyetty täysin sulkemaan pois. Vastaavia hiilikondriitteja on kuitenkin aivan lähiavaruudessakin runsaasti, joten niiden tarkastelu paikanpäällä on mahdollista uusin avaruusteknologian keinoin. Voimme lähettää jopa laskeutujia hakemaan näytteitä vastaavista hiilikondriittiasteroideista tutkiaksemme niiden koostumusta tarkemmin turvallisesti maankamaralla. Yksi sellainen on asteroidi Ryugu (Kuva 1.). Ryugun ja muiden vastaavanlaisten asteroidien olosuhteissa ammoniakki ja vesi voisivat reagoida yksinkertaisten aldehydien, eli happea sisältävien hiiliketjujen, ja metanolin kanssa muodostaen kompleksisempia orgaanisia molekyylejä, kuten moninaisia aminohappoja. Tarvittaisiin vain jokin energianlähde, ja aminohappoihin vaadittavat olosuhteet olisivat olemassa.
Monet energialähteet voivat vauhdittaa kemiallisia reaktioita asteroidien ja komeettojen olosuhteissa. Yksi sellainen lähde on ultraviolettisäteily, jolta maanpäällisissä olosuhteissa pyrimme suojautumaan, koska se myös tuhoaa auliisti ihosolujemme orgaanisia molekyylejä. Suurienergisten tähtien lähettyvillä esiintyy runsaasti ultraviolettisäteilyä mutta sitä ei puutu myöskään tähtienväliestä avaruudesta. Avaruudessa on jatkuvasti supernovaräjähdyksistä peräisin olevaa ultraviolettisäteilyä, joka mahdollistaa kemiallisten reaktioiden etenemisen kohti kompleksisempia lopputuotteita. Myös asteroidien törmäyksistä voi vapautua lämpöä, jonka puitteissa aminohappojen muodostumiseen vaadittavat reaktiot voivat tapahtua.
Aminohappoja voi muodostua myös hiukan epätodennäköisemmiltä vaikuttavien mekanismien tuloksena. Gammasäteily, jota vapautuu hitaasti mutta varmasti esimerkiksi radioaktiivisen hajoamisen seurauksena, voi tarjota energian, jonka avulla kemialliset reaktiot voivat edetä. Ne läpäisevät asteroidin materiaa helposti, ja saadessaan alkunsa asteroidin itsensä pienistä määristä radioaktiivisia isotooppeja, vaikuttavat koko asteroidiin sen ydintä myöten. Suurienergisenä säteilynä gammasäteily kyllä tuhoaa kaikenlaisia yhdisteitä helposti, mutta samalla se tuottaa molekyyleistä reaktiivisia radikaaleja, jotka reagoivat auliisti ympäröivien toisten molekyylien kanssa. Hiilikondriittiasteroidien olosuhteissa syntyy silloin enemmän aminohappoja kuin niitä ehtii tuhoutumaan — tutkijoiden arvion mukaan asteroidien sisäosien aminohappopitoisuudet kasvavat vain vuosituhannessa sille tasolle, kuin mitä niiden kemiaa tutkimalla on havaittu.
Asteroidien sisäosien eksoottisissa olosuhteissa tarvitaan sielläkin nestemäistä vettä aminohappojen muodostumisen reaktioihin. Sitä kuitenkin löytyy runsaasti sitoutuneena mineraaleihin ja kaikki reaktioiden vaatimat komponentit ovat vääjäämättä läsnä. Kosmisessa mittakaavassa tiedon tulkinta on selvä. Aminohappoja on aivan kaikkialla, ja esiintyessään asteroidien ytimissä asti, ne voivat selvitä sen kummemmin kuumentumatta ja hajoamatta jopa osumasta maankaltaisten planeettojen pintoihin. Kaasukehän kitka kyllä kuumentaa ja haihduttaa asteroidien ulkokerrokset niiden syöksyessä kaasukehän läpi, mutta sisäosiin rikastuneet aminohapot päätyvät vaivatta planeetan pinnalle ja sen meriin, jos niitä vain on.
On selvää, että nuoren Maan vetisellä pinnalla oli kosmista alkuperää olevia aminohappoja edesauttamassa elämän syntyä. Osa niistä varmasti kulkeutui planeetallemme asteroidien mukana, kuin kosmisena elämän siementen pikapostina.
Yksi kommentti “Elämän rakennuspalikat pikapostissa”
Vastaa
Voisimmeko havaita eksoplaneetan olevan maankaltainen?
James Webb -avaruusteleskoopin tuoreet tulokset olivat jälleen eräänlainen pettymys. Kuten aiemmin kohteena olleet TRAPPIST-1 järjestelmän sisimmät planeetat, myös läheistä punaista kääpiötähteä LHS 475 kiertävän kuuman kiviplaneetan havainnot paljastavat sen olevan luultavasti kaasukehätön, karrelle palanut kivenmurikka. Tuloksessa ei sinällään ole mitään yllättävää, koska kyseessä on TRAPPIST-1 b ja c -planeettojen tapaan hyvin lähellä tähtensä pintaa radallaan kiertävä, voimakkaalle säteilylle, hiukkastuulelle ja purkauksille altis kappale. Täysin varmaa planeetan LHS 475 b luonne kaasukehättömänä planeettana ei tosin ole. Tutkijoiden mukaan se voi hyvinkin olla vain ohuen kaasukehän peittämä, kuten Mars, tai Venuksen tapaan tasaisen pilvivaipan verhoama kiviplaneetta. Havainnot eivät voi tehdä eroja näiden tapausten välillä, koska käytetyillä aallonpituuskaistoilla ei havaittu muutoksia planeetan ylikulun ominaisuuksissa. Kaasukehän puute tai tasainen pilvipeite eivät siksi ole erotettavissa toisistaan havaintojen puitteissa.
Tähtitieteilijät ovat nyt koettaneet naapuritähtiä kiertävien kivisten eksoplaneettojen kaasukehien havaitsemista kolmesti, ja vieläkään emme ole saaneet esiin kiistattomia merkkejä kiviplaneettojen kaasukehistä tutkiaksemme niiden koostumuksia. Se on kiusallinen pettymys, koska toiveissa oli mahdollisuus tutkia kaasukehien koostumusta heti havaintojen tullessa mahdollisiksi. Maailmankaikkeus ei kuitenkaan ole sellainen kuin toivoisimme, ja saattaa hyvinkin olla niin, että helpoimmat havaittavat eksoplaneetat sattuvat olemaan kaasukehättömiä maailmoja, jotka eivät käytettävissä olevin keinoin paljasta luonteestaan paljoakaan edes parhaiden instrumenttiemme välityksellä. Lähitulevaisuudessa on kuitenkin aihetta odottaa kiinnostavampia tuloksia, koska James Webb -avaruusteleskooppi kykenee paljon parempaan.
Rajoittava tekijä maankaltaisen planeetan kaasukehän tutkimiselle on nykyisellään se, että Maata muistuttavien planeettojen ylikulut ovat niin kovin harvinaisia ja epätodennäköisiä tapauksia. Ja juuri ylikulkujen tutkiminen on oleellisessa roolissa, koska suorat havainnot kaukaisista planeetoista eivät vielä tule kyseeseen. Havaitessamme ylikulkuja eri aallonpituusalueilla, voimme kuitenkin jo nyt havaita eksoplaneettojen kaasukehien ominaisuuksia, ja vastaavat havainnot olisivat periaatteessa mahdollisia myös maankaltaiselle planeetalle.
Yksi ongelma on maankaltaisten planeetan pitkä kiertoaika tähtensä ympäri. On mahdollista havaita vain yksi ylikulku vuodessa, joten tulosten saamiseen usean ylikulun ajalta vaaditaan aikaa useita vuosia. Ilmeinen ratkaisu ongelmaan on koettaa havaita lähempänä tähtiään sijaitsevia planeettoja, joiden vuoden pituus on lyhyempi. Silloin saamme lyhyemmässä ajassa useita havaintoja ylikuluista ja voimme tarkastella planeetan kaasukehää tarkemmin. Lähempänä auringonkaltaista tähteä planeetat vain ovat liian kuumia soveltuakseen elinkelpoisiksi kappaleiksi, joten on siksi tutkittava himmeämpien, punaisten kääpiötähtien planeettoja, koska niillä elinkelpoiset vyöhykkeet ovat niinikään lähempänä tähtiä. Emme siten voi aivan havaita, mitä haluamme, ja joudumme tyytymään niihin planeettoihin, joista havaintoja voidaan tehdä. Lähempänä tähtiään sijaitsevat planeetat tarjoavat kuitenkin myös toisen edun: niiden ylikulkutodennäköisyys on suurempi, joten sellaisia planeettoja voidaan havaita enemmän ja löytää helpommin. Siksi voidaankin kysyä mitä JWST:n avulla voitaisiin havaita, jos maankaltainen eksoplaneetta kiertäisi punaista kääpiötähteä, kuten TRAPPIST-1 tai vaikkapa Proxima Centauri, aivan sen lähellä ja silti elinkelpoisella vyöhykkeellä.
Olellisessa roolissa on oman planeettamme transmissiospektri, jota voimme käyttää vertailukappaleena selvittäessämme mitä planeetan elinkelpoisuudesta kieliviä kaasukehän piirteitä voitaisiin havaita (Kuva 1.). Eri molekyylit tekevät planeettamme kaasukehästä läpinäkymättömän niille ominaisilla aallonpituusalueilla. Samalla tavalla tutkimalla ylikulkujen avulla eksoplaneetan näennäistä kokoa eri aallonpituuksilla, voimme erottaa monia erilaisia molekyylejä sen kaasukehästä. Periaatteessa vain havaintolaitteen tarkkuus määrittää rajat sille, kuinka hyvin voimme oppia tuntemaan eksoplaneettojen kaasukehien koostumuksia. Maan kaasukehästä esimerkiksi voisi menetelmällä erottaa monia molekyylejä, kuten vesi, metaani, hiilidioksidi ja otsoni. Niistä jälkimmäinen voisi toimia niinsanottuna biomarkkerina, eli molekyylinä, joka paljastaisi epätavallisen kemiallisen epätasapainotilan, joka aiheutuu yhteyttävän elämän kaasukehään tuottamasta vapaasta hapesta. Huomionarvoisia ovat myös merkit freoneista (CFC-11 ja CFC-12), joita kaasukehämme sisältää ihmistoiminnan vaikutuksesta. Niitä ei muodostu luonnollisissa prosesseissa, vaan niiden valmistamiseen vaaditaan teknologinen sivilisaatio. Kaasukehämme koostumus paljastaa siis meidän itsemmekin olemassaolon.
Edes JWST ei kuitenkaan kykene tarkkuuteen, jolla vastaava kirjo erilaisia molekyylejä voitaisiin havaita eksoplaneetan kaasukehästä. Jos Maa olisi TRAPPIST-1 järjestelmässä elinkelpoisella vyöhykkeellä planeetan e paikalla kiertämässä tähden kerran noin kuudessa päivässä, sen kaasukehä voisi paljastaa ominaisuuksiaan tarkoissa havainnoissa. Havaittavissa olisivat ainakin hiilidioksidi ja metaani, ja jopa otsonin olemassaolosta voitaisiin saada viitteitä. Olisi siis mahdollista tehdä johtopäätöksiä planeetan olosuhteista. Hiilidioksidi ja ilman molekyylin jatkuvaa tuotantoa nopeassa tahdissa kaasukehästä poistuva metaani kertoisivat geologisesti aktiivisesta planeetasta. Vettä voitaisiin havaita vain pieniä yläilmakehän pitoisuuksia, mikä ei antaisi luotettavaa tietoa veden esiintymisestä nestemäisenä planeetalla. Biomarkkereiden havainto taas olisi parhahimmillaankin erittäin epävarma, ja siksi elämän merkkien löytymisestä tuskin voitaisiin puhua.
Tulokset ovat silti lohdullisia huomioiden erityisesti sen tosiasian, että toisilla planeetoilla voi olla helpommin havaittavissa olevia molekyylikoktaileja kaasukehissään. Meillä on joka tapauksessa ensimmäistä kertaa käsillä havaintokapasiteetti toisia tähtiä kiertävien maankaltaisten planeettojen kaasukehien tutkimiseen. Vaikka ensimmäiset tulokset ovat lähinnä kertoneet tähtiään lähellä kiertävien kiviplaneettojen menettävän herkästi kaasukehänsä avaruuteen, elinkelpoisen vyöhykeen planeettojen olosuhteista kertovat havainnot ovat vasta työn alla. Kukaan tuskin voi ennustaa varmuudella mitä ne aivan lähitulevaisuudessa paljastavat.
Vastaa
Katseilta piilossa — eksoplaneettojen salattu elinkelpoisuus
Kotiplaneettaamme peittää nestemäinen vesi, ja se erottaa Maan muista järjestelmämme kiviplaneetoista. Yli kaksi kolmannesta Maan pinnasta on vettä, ja on siksi hyviä syitä kutsua Maata meriplaneetaksi. Kosmisessa mitttakaavassa se ei kuitenkaan ole koko totuus. Oikeastaan Maassa on vettä verrattaen vähän jopa Aurinkokunnan mittakaavassa, koska jättiläisplaneettojen jäisten kuiden vesivarannot ovat niiden pienemmästä koosta huolimatta omaamme selvästi suurempia. On mahdollista, että etsiessämme elämälle soveltuvia planeettoja, olemme epähuomiossa sivuuttaneet koko joukon potentiaalisia eläviä planeettoja. Mikään ei nimittäin vaadi eläville organismeille soveltuvien olosuhteiden rajoittuvan vain tutuimpiin maankaltaisiin olosuhteisiin, verrattaen mataliin meriin.
Syvempiä meriä voi esiintyä lukemattomilla planeetoilla, koska vesi on maailmankaikkeuden yleisin alkuaineiden yhdiste. Mutta nestemäistä vettä esiintyy paljon laajemmalla kirjolla planeettoja kuin vain niillä, joiden pinnalla on sopiva lämpötila ja kaasukehän paine nestemäisen veden esiintymiselle. Nestemäistä vettä ja siten elämälle soveltuvia olosuhteita voi aivan mainiosti esiintyä monien kivisten planeettojen kuorikerroksessa, syvällä kallioperän sisällä. Tiedämme sen siksi, että oman planeettamme tilavuudeltaan suurin biologisten organismien elinympäristö löytyy jalkojemme alta. Allamme on kilometrien paksuudelta kallioperää, jonka sisällä mikrobit kukoistavat käyttäen energianlähteenään radioaktiivisen hajoamisen tuottamia vapaita radikaaleja. Kyse on kasvultaan ja aineenvaihdunnaltaan hitaasta elämästä, mutta planeettamme pinnan hektinen elämäntyyli saattaa olla maailmankaikkeuden erilaisten biosfäärien joukossa vain omituinen suurienerginen kuriositeetti. Saattaa hyvinkin olla poikkeavaa, että tuntemamme elävän planeetan pinnan organismit käyttävät energianlähteenään tähden säteilyenergiaa.
Syvemmät meret voivat olla myös piilossa jääkuoren alla. Paksu jäävaippa estäisi tehokkaasti näkemästä eläviä organismeja niiden alla lymyävissä valtamerissä, mutta voimme olla verrattaen varmoja, että monilla planeetoilla on valtameriä jäisten pintojensa alla. Jo Aurinkokunnassa jääkuoren sisäänsä sulkema meri on nestemäisen veden yleisin esiintymisalue. Ainakin Jupiterin kuiden Europan ja Ganymeden jäisten kuorien alla velloo suolainen meri. Viime aikoina tutkijoiden huomio on kuitenkin kiinnittynyt Saturnuksen pieneen kuuhun nimeltään Enceladus.
Eläville organismeille ei riitä pelkkä nestemäinen vesi. Olemme ikuisesti sidottuja tarvitsemiimme alkuaineisiin ja niiden esiintymiseen elinympäristössämme. Se on tietenkin totta myös kaikelle maanulkoiselle elämälle. Tuntemamme elämän biologisten koneistojen rakennusaineiksi tarvitaan pääasiassa vetyä ja happea (vesi), hiiltä, typpeä ja rikkiä. Oleellisessa roolissa ovat myös natrium, magnesium, kalium, kalsium, kloori ja fosfori. Näiden lisäksi elävät organismit käyttävät erilaisia muita alkuaineita erityisiin tarkoituksiinsa, mutta niiden määrät elävissä soluissa ovat hyvin vähäisiä.
Alkuaineiden saatavuus elämän rakennuspalikoiksi ei kuitenkaan ole täysin suoraviivaista, vaikka niitä olisikin olemassa jonkin taivaankappaleen pinnalla. Vesi tarjoaa tietenkin vedyn ja hapen elävien organismien käyttöön, ja tavanomaiset jo tähtienvälisen avaruuden molekyylipilvissä esiintyvät orgaaniset molekyylit tuovat mukanaan hiilen ja typen. Elämän syntyyn vaadittavassa geologisesti aktiivisessa ympäristössä, jonka pitkälle kehittyneitä paikallisia entropiaminimejä elävien organismien voidaan tavallaan katsoa syntyessään olevan, esiintyy runsain mitoin rikkiä sulfaatti-ioneina. Suolaisen veden kalium-, kalsium-, kloori-, ja magnesiumionit ovat nekin mainiosti saatavilla. Fosfori puolestaan on tyypillisesti sitoutuneena kallioperään, eikä se ole kovinkaan yleistä edes maanpäällisissä elinympäristöissä huolimatta sen oleellisesta roolista niin proteiinien kuin DNA- ja RNA-ketjujenkin rakennusaineena. Siksi on arveltu fosforin puutteen voivan muodostaa pullonkaulan elämän esiintymiselle maan ulkopuolella.
Toimiva tapa testata hypoteesia fosforin heikosta saatavuudesta on tietenkin koettaa havaita sen yhdisteitä toisilla taivaankappaleilla. Saturnuksen järjestelmään lähetetty Cassini-avaruusluotain olikin varustettu massaspektrometriaan perustuvalla kemiallisen koostumuksen mittalaitteella, jolla se kykeni mittaamaan kohtaamiensa pölyhiukkasten koostumusta. Saturnuksen kuista jääpeitteinen Enceladus teki havainnot erityisen helpoiksi. Kuun valtavat geysirit vapauttavat purkautuessaan vettä ympäröivään avaruuteen (Kuva 1.), ja siksi Cassinin oli mahdollista tehdä havaintoja Enceladusin jääpeitteen alta purkautuvan veden kemiasta lentäessään läpi geysirien purkauspilvien. Kuten suolaiselta vedeltä saattaa odottaa, natrium- ja kloori-ionit olivat havaittavissa yhdessä kaliumionien, vetykarbonaatti- ja karbonaatti-ionien kanssa. Monet elämän alkuaineet siis esiintyvät runsaslukuisina myös Enceladusin pinnanalaisessa valtameressä.
Vain fosforin havainnot jäivät puuttumaan, kun Cassinin havaintoja julkaistiin runsas vuosikymmen sitten. Tuore havaintojen uudelleenanalysointi kuitenkin paljasti erään fosforia sisältävän suolan, natriumfosfaatin merkit ja tutkijat saivat laskettua sen määrän geysireistä avaruuteen purkautuneissa jäähiukkasissa. Enceladusin pinnanalaisessa valtameressä on arvion mukaan sata kertaa enemmän fosforia kuin oman planeettamme merissä, joten puheet fosforin saatavuudesta pullonkaulana elämän esiintymiselle voidaan unohtaa ainakin Enceladusin osalta. Se taas viittaa vastaavien pullonkaulojen epätodennäköisyyteen muuallakin — ne kaksi valtamerta, joiden koostumusta olemme päässeet aurinkokunnassamme tutkimaan ovat molemmat joko mahdollistaneet elämän synnyn tai tarjoavat sen syntyyn vaadittavat rakennuspalikat. Jupiterin kuista esimerkiksi Europan pinnanalaista merta ei ole päästy tutkimaan samalla tarkkuudella, mutta mikään ei viittaa siihen, että sen koostumus poikkeaisi merkittävällä tavalla tai että joitakin elämälle oleellisia alkuaineita ei olisi saatavilla. Havainnot viittaavat siihen, että elämän syntyyn vaadittavat ainekset ovat olemassa kaikkialla, missä nestemäinen vesi vain virtaa vapaana ja esiintyy geologista aktiivisuutta, joka tarjoaa alkeellisten eliöiden synnyn mahdollistavia energiagradientteja.
Enceladus on siis vain pieni jättiläisplaneettaa kiertävä kuu, joka on hädin tuskin riittävän suuri saavuttaakseen pallomaisen muodon oman vetovoimansa avulla. Silti se vaikuttaa tarjoavan kaiken, mitä elämän syntyyn ja esiintymiseen vaaditaan. Lämmin, suolainen meri, jossa on kaikki elämän tarvitsemat rakennusaineet, geologista aktiivisuutta, joka pitää meren nestemäisenä ja tuottaa elämän käytettäväksi sopivia energiagradientteja, ja jäinen kuori suojaamassa merta avaruuden tappavalta säteilyltä. Se voi kuitenkin edustaa yleisintä tapaa järjestää olosuhteet, joissa elämän esiintyminen on universumimme puitteissa mahdollista. Monet eksoplaneetat voivat olla samankaltaisia jäisiä valtameriplaneettoja, ja niiden meret voivat olla täynnä eläviä organismeja kuten maapallollakin. Eikä elämän esiintyminen ole silloin rajoittunut vain niin kutsutun elinkelpoisen vyöhykkeen puitteisiin ja tuntumaan.
Lukemattomat planeetat maailmankaikkeudessa ovat kivisiä kuten maa mutta vetisempiä, koska ne ovat saaneet alkunsa tähden ”lumirajan” takana, missä vesi esiintyy höyryn sijaan kiinteänä jääpölynä ja osallistuu aktiivisesti planeettojen siementen muodostumiseen. Kun suuri osa planeettojen syntymateriaalista on vettä, lopputuloksena on valtameriplaneettoja, jotka jäätyvät pinnaltaan mutta voivat pitää sisuksissaan olevan veden nesteenä geologisen aktiivisuutensa turvin. Tuoreiden arvioiden mukaan sellaiset jääkuoren peittämät eksoplaneetat voisivat pitää jo pelkän ytimensä radioaktiivisen hajoamisen turvin pinnanalaisen valtamerensä nestemäisenä, suolaisena merenä, jossa elämä voisi esiintyä. Sellaiset meret voisivat pysyä elinkelposina miljardeja vuosia, koska raskaimpien radioaktiivisten aineiden puoliintumisaika on miljardin vuoden suuruusluokkaa. Elinkelpoisuuden suhteen tuskin edes olisi kysymyksiä liittyen tarkkaan koostumukseen, koska suolainen merivesi on samankaltainen ympäristö kaikkialla. Erot sen koostumuksessa eivät missään tapauksessa voi olla yhtä suuria kuin erilaisissa planetaarisissa kaasukehissä, joiden yksityiskohdat ovat oleellisia määritettäessä planeettojen pintaolosuhteiden soveltuvuutta elämälle.
Yksinkertaiset laskutoimitukset osoittavat jäällä kuorutettujen valtameriplaneettojen olevan mainio uutinen arvioille elämän esiintymisestä maailmankaikkeudessa. Auringon lähinaapurustossa on noin yksi tähti jokaista kymmentä kuutiovalovuotta kohti. Niistä vain 4% on auringonkaltaisia, kun taas pienempiä ja himmeämpiä oransseja ja punaisia kääpiötähtiä on noin 16% ja 72%. Vaikka jälkimmäisten pienten tähtien perinteisen elinkelpoisen vyöhykkeen maankaltaiset planeetat olisivat kauttaaltaan elinkelvottomia tähtien voimakkaiden purkausten ja suurienergisen säteilyn vuoksi, jäisten planeettojen valtamerissä elämä voisi kukoistaa välittämättä hiukkaakaan avaruussään ja säteilyn kaltaisista pinnan olosuhteita muokkaavista tekijöistä. Se mahdollisuus tekisi elinkelpoisista planeetoista noin 20 kertaa yleisempiä kuin olemme toistaiseksi osanneet arvioida.
Jos arvio jäänalaisten valtamerten elinkelpoisuudesta pitää paikkansa, maailmankaikkeutemme on tupaten täynnä elinkelpoisia elinympäristöjä ja sopivia planeettoja elämän esiintymiselle esiintyy likimain jokaisessa tähtijärjestelmässä. Jopa monet perinteisen elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista punaisten kääpiöiden kiertoradoilla voivat silloin olla elinkelpoisia, jos vain niiden pinnoilla on rittävästi vettä. Sellaisten planeettojen vuorovesilukkiutuminen nimittäin tekee planeetan valoistasta puoliskosta liian kuuman ja pimeästä liian kylmän nestemäisen veden esiintymiselle, mutta pimeälle puolelle kaasukehän virtausten avulla massiiviseksi jäätiköksi kulkeutuva vesi voi aikansaada sen alle geologisen aktiviteetin lämmittämän valtameren. Se taas on hyvä uutinen aivan lähimpien tuntemiemme eksoplaneettojen elinkelpoisuuden suhteen. Lähimmän eksoplaneettakunnan Proxima Centauri b voisi sittenkin olla kykenevä ylläpitämään elinkelpoisia olosuhteita pimeän puolensa jäätikön alla, jos sellainen vain on. Jääkuoren alla elämä olisi hyvässä suojassa aktiivisesti purkautuvalta tähdeltä. Valitettavasti se kuitenkin olisi myös hyvässä suojassa yrityksiltämme havaita sen olemassaolo teleskoopeillamme.
Yksi kommentti “Katseilta piilossa — eksoplaneettojen salattu elinkelpoisuus”
-
Lasse Reunanen sanoo:
Piilossa olevasta vedestä tuli mieleen, että mistä vesi lopultakin alkujaan koostuu ja muodostuu?
Vesi on hapen ja vedyn muodostama yhdistelmä, jotka sitoutuu toisiinsa, meriksi kuissa ja planeetoissa.
Lämmetessä vesi höyrystyy ja ilmakehässä tiivistyy taas vedeksi, jäätyen miinusasteissa.
Vety yleisintä alkuainetta ja happeakin avaruudessa runsaasti.
Muodostuuko siis vettä ns. vapaassa avaruudessakin kertymiksi, vedyn ja hapen yhdistyessä,
sopivan lämpimässä ympäristössä?
Vesi jääkertyminä kuihin ja planeettoihin törmäyksin kertynyt, tai sulavetenä suoraan?
Mikä prosessi saa vedyn ja hapen yhdistymisen käynnistymisen, runsaasti kertymään vedeksi?
Vesi kevyempänä aineena jääden planeettojen ja kuiden pintakerroksiin, kylmyydessä jääpeitteen alle laajoiksi
meriksi, josta kerrot elämän mahdollisena sijaintipaikkoina piilossa.
Vastaa
Elinkelpoisuuden ratkaisee kaasukehä — havaintoja pienten eksoplaneettojen ominaisuuksista
Venuksen paksu, hiilidioksidista koostuva kaasukehä päästää kyllä lävitseen Auringon säteilyn muttei sitten olekaan läpinäkyvä vapautuvalle lämpösäteilylle. Planeetan kaasukehä varastoi energiaa eristeenä toimivan kaasukehänsä sisään, mikä tekee sen lämpötilasta huomattavasti korkeamman kuin se olisi ilman tätä kasvihuoneilmiöksi kutsuttua vaikutusta. Planeettatutkimuksen perusopintoihin kuuluu planeettojen pintalämpötilojen arviointi perustuen mustan kappaleen säteilyspektriksi kutsuttuun fysikaaliseen ideaalitilanteeseen. Se tarkoittaa tilannetta, jossa planeetta säteilee kaiken Auringosta saamansa säteilyenergian tasapainolämpötilassa pois. Venuksen laskennallinen lämpötila olisi noin 55 celciusastetta mutta kasvihuoneilmiö muuttaa tasapainotilaa tehden planeetan pinnasta kuuman 460 celciusasteen rajan rikkovan pätsin, jossa metalleista jopa lyijy ja sinkki sulavat nesteiksi.
Pyrkimys löytää maankaltaisia elämälle soveltuvia planeettoja toisten tähtienkiertolaisina on erittäin ongelmallista vailla mahdollisuuksia tutkia planeettojen kaasukehien ominaisuuksia. Laskennalliselta lämpötilaltaan sopivaksi katsotut planeetat voivatkin osoittautua aivan liian kuumiksi elämän esiintymiselle, jos niiden pintaa vain peittää tarpeeksi paksu kasvihuoneilmiön aikaansaava kaasukehä. Ohut hiilidioksidista koostuva kaasukehä, kuten Marsilla, ei tuota juuri minkäänlaista kasvihuoneilmiötä ja siten Marsin keskimääräinen −60 °C pintalämpötila vastaa hyvin tarkkaan laskennallista arviota. Maakin on noin 40 celciusastetta laskennallista arvoa kuumempi 15 °C pintalämpötilallaan, joten planeettamme olisi ikijäähän vaipunut, monimuotoiselle maanpäälliselle elämälle epäsopiva planeetta ilman kaasukehämme hiilidioksidia ja muita kasvihuonekaasuja.
Oleellista on kaasukehän paksuus. Marsin ohut kaasukehä on vain noin prosentin Maan ilmakehän paksuudesta . Venuksen voimakas kasvihuoneilmiö puolestaan selittyy pääasiassa hiilidioksidista koostuvan kaasukehän massiivisella yli 90 ilmakehän paineella, joka voimistaa kasvihuoneilmiön planeetan pinnalla äärimmilleen. Laskennallinen termodynaaminen tasapainolämpötila antaa siksi vain planeetan pintalämpötilan alarajan, ja todellisten pintaolosuhteiden selvittäminen vaatiikin kaasukehän ominaisuuksien tuntemista. James Webb -avaruusteleskoopilla on mahdollista selvittää lähimpien tähtiensä editse radallaan kulkevien planeettojen olosuhteita.
Läheisessä punaisen kääpiötähden TRAPPIST-1 planeettakunnassa on seitsemän maapallon kokoluokkaan kuuluvaa kiviplaneettaa, joiden kaasukehien ominaisuuksia on päästy ensi kertaa tutkimaan JWST:n avulla. Planeetoista lähimpänä tähteään sijaitsevan planeetan TRAPPIST-1 b kaasukehästä koetettiin saada tietoa tarkkailemalla sen ylikulkuja infrapuna-alueella mutta merkkejä kaasukehän olemassaolosta ei havaittu. Planeetan kaasukehä on korkeintaan hyvin ohut, vain kymmeneksen Maan ilmakehän paksuudesta, todennäköisesti jopa sitäkin heikompi. Sen pinnalla kasvihuoneilmiö voi siksi vaikuttaa lämpötilaan vain hyvin vähän kuten Marsissa, tai kaasukehää ei ole lainkaan kuten Merkuriuksen pinnalla. Planeetan pintalämpötila on noin 230 °C, mikä tarkoittaa käytännössä sitä, että se on likimain kaasukehätön, kuuma kivenmurikka lähellä tähteään.
Ensimmäinen yritys havaita merkkejä lähitähteä kiertävän kiviplaneetan kaasukehästä veti siis vesiperän. Tähtitieteilijöiden tavoitteena on kuitenkin tutkia jokaista TRAPPIST-1 tähden planeettaa, ja tuoreet tulokset kertovat planeetan TRAPPIST-1 c ominaisuuksista. JWST:n havaintojen perusteella planeetta c, joka on pintalämpötilaltaan noin 110 °C kuumuudessa, on niinikään vailla kaasukehää tai se on vain hyvin ohut kuten Marsilla. Skenaariot venuksenkaltaisista olosuhteista, joissa kaasukehä tuottaa voimakkaan kasvihuoneilmiön, voidaan sulkea pois, koska planeetan valoisan puolen pintalämpötila on yhteensopiva kaasukehättömän kappaleen kanssa. Tulos on kiusallinen, koska ihmiskunnan käytössä oleva havaintokapasiteetti on toistaiseksi riittänyt kahden kivisen planeetan kaasukehien ominaisuuksien havaitsemiseen ja molemmat on todettu likimain kaasukehättömiksi kappaleiksi.
Joudumme vetämään johtopäätöksiä TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehien ominaisuuksista perustuen siihen, että niitä ei saatu havaituksi. Se on kuitenkin hyvin yleinen tapa saavuttaa tietoa tähtitieteessä, koska havainnon ollessa teknisesti mahdollinen, sen jääminen toteutumatta antaa uutta tietoa havaittavasta kohteesta. Oleellista on se, että voimme sulkea pois joitakin selitysmalleja planeettojen fysikaalisista ominaisuuksista — nyt tiedämme se, että niiden kaasukehät ovat ohuempia kuin omalla planeetallamme ja että ne eivät missään tapauksessa koe musertavaa kasvihuoneilmiötä kuten Venus.
Havaittavissa olevien kaasukehien puute voi kertoa jotakin TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoista mutta on hyvinkin mahdollista, että se on yleistettävissä koskemaan kaikkia vastaavanlaisia punaisia kääpiötähtiä. On mahdollista, että lähellä tähtiään, niiden säteilyn, hiukkastuulen ja purkausten syleilyssä, pienet kiviplaneetat menettävät herkästi koko kaasukehänsä. Se ei lupaa hyvää yrityksille havaita vain hiukan kauempana radoillaan sijaitsevien viileämpien ja siten elinkelpoisempien planeetojen kaasukehien ominaisuuksia. Jos niidenkin kohdalla merkit kaasukehästä jäävät havaitsematta, on selvää, että toiveet punaisten kääpiötähtien planeettakuntien elinkelpoisuudesta saavat kovan kolauksen. Lähin punaisen kääpiötähden planeettakandidaatti eläväksi planeetaksi, Proxima b, on entistä todennäköisemmin kuollut kivi aktiivisen tähtensä vieressä.
Ei ole kuitenkaan syytä lannistua, koska TRAPPIST-1 järjestelmän huomattavasti viileämmät ulommat planeetat voivat pitää kiinni kaasukehistään huomattavasti kahta sisäplaneettaa helpommin. Joka tapauksessa, voimme nyt ensi kertaa vertailla eksoplaneetoista saatuja tietoja oman aurinkokuntamme planeettojen hyvin tunnettuihin ominaisuuksiin ja jo se on suunnattoman arvokasta koettaessamme selvittää kosmisten naapurimaailmojemme olosuhteita.
Vastaa
Puuttuvat jupiterit
Oman planeettakuntamme silmiinpistävin tunnusmerkki on Aurinkoa kiertävä jättiläisplaneetta Jupiter. Se on suurin Aurinkokunnan planeetoista, ja vaikka kalpeneekin massaltaan tuhat kertaa suuremman Auringon rinnalla, se sisältää silti noin 70% kaikkien planeettojen yhteenlasketusta massasta. Samoin Jupiterin rataliike muodostaa noin 60% kaikesta Aurinkokunnan pyörimismäärästä. Monella tapaa Aurinkokunnan ensimmäisen asteen approksimaatio tarkoittaa Auringon ja Jupiterin muodostamaa paria — kaikki muu, planeetat ja pienemmät kappaleet, edustavat ikäänkuin vain pieniä poikkeamia Jupiterin hallitsemaan Aurinkokuntaan tähtemme ympärillä.
Jos havaitsisimme Aurinkokuntaa ja sen planeettoja jotakin toista tähteä kiertävän planeetan pinnalta käsin, kuvamme järjestelmästä ei juuri poikkeaisi tästä. Luultavasti emme näkisi ainoankaan planeetan ylikulkua, ja jos sellainen sattusikin tapahtumaan, todennäköisimmin kyseessä olisi pienen Merkuriuksen ylikulku, jota nykytekniikalla emme kykenisi havaitsemaan luotettavasti. Radiaalinopeusmenetelmällä taas havaitsisimme verrattaen helposti Jupiterin 12 vuoden syklin. Saattaisimme myöhemmin saada esiin merkkejä Saturnuksen kertoimella neljä heikommasta signaalista 29 vuoden syklillä, jos vain kykenisimme tekemään säännöllisesti havaintoja vuosikymmenten ajan. Saisimme kuitenkin varmuudella selville, että planeettakuntaa dominoi jättiläisplaneetta ja jo se tekisi planeettakunnasta hiukan poikkeuksellisen. Jättiläismäisiä kaasuplaneettoja kun löytyy vain joka kymmenennen auringonkaltaisen tähden kiertoradoilta. Maailmankaikkeuden yleisimpiä tähtiä, pienimassaisempia punaisia kääpiötähtiä, kiertämässä ne ovat vieläkin harvinaisempia.
Voimme havaita mainiosti jupiterinkokoisia ja -massaisia planeettoja läheisten tähtien kiertoradoilla. Voimme tehdä sen jopa niin hyvin, että kykenemme laskemaan tarkkoja arvioita niiden esiintymistodennäköisyydelle erilaisilla kiertoradoilla. Kuumat jupiterit tähtien lähellä voidaan havaita niin niiden ylikuluista kuin radiaalinopeushavainnoilla, joilla paljastui vuonna 1995 planeettatyypin ensimmäinen edustaja, 51 Pegasi b. Aivan samoin voimme nähdä pidemmillä kiertoradoilla hitaasti liikkuvat jättiläiset radiaalinopeusmenetelmän ja astrometrian ansiosta. Lähin sellainen on tähteä Epsilon Indi kiertävä kaasuplaneetta.
Jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, olivat ne sitten radoillaan tähtensä lähellä tai kauempana, ei kuitenkaan synny yhtä helposti kaikkien tähtien kiertoradoille. Se ei oikeastaan ole yllättävää, koska tähden syntyessä kasaan romahtavan tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven massa määrittää syntyvän tähden massaa, ja samalla planeettojen syntyyn käytettävissä olevan materian määrää. Mutta mikään luonnonlaki ei sano, että kevyempien tähtien ympärille tulisi aina syntyä keveämpiä kertymäkiekkoja, joiden aineksesta planeetat vuorostaan saavat alkunsa. Tunnemme myös useita punaisia kääpiötähtiä, joiden kiertoradoilla on kaasujättiläisiä, joten kokonaiskuva jättiläisplaneetoista vaatii tarkempaa tutustumista siihen, mitä oikeastaan tiedämme planeettojen esiintymisestä lähitähtien järjestelmissä.
Lasketaan mitä ei havaittu
Arvioitaessa tähtitieteellisten kappaleiden kuten jättiläisplaneettojen yleisyyttä, ei riitä, että lasketaan vain havaitut kappaleet ja vedetään sitten johtopäätöksiä. On aina huomioitava sekä se, mitä havaittiin, että se, mitä ei havaittu, vaikka havainto olisi ollut mahdollinen havaintotarkkuuden puitteissa.
Oletetaan, että jonkin tähden kiertoradalta ei havaittu jättiläisplaneettaa, vaikka tähteä tarkkailtiin kymmenen vuoden ajan radiaalinopeusmenetelmällä. Jos havainnot ovat niin tarkkoja, että jättiläisplaneetan merkit löytyisivät takuuvarmasti, voidaan sittenkin sanoa vain, että tähteä ei kierrä ainutkaan jättiläisplaneetta noin viiden Maan rataetäisyyden sisäpuolella. Sitä ulommasta planeetasta ei voida sanoa paljoakaan, koska sen aiheuttamat muutokset tähden liikkeeseen eivät riittäisi määrittämään planeetan rataa eikä silloin olisi mahdollista todentaa, että kyseessä on todellakin planeetan vetovoimavaikutus himmeän tähtikumppanin sijaan. Koska täysin taivaan tasossa tähteään kiertävät planeetat jäävät joka tapauksessa havaitsematta radiaalinopeusmenetelmällä, joka siis perustuu tähden liikkeen havainnointiin meitä kohti ja meistä poispäin, ei absoluuttista tietoa planeetoista minkään tähden kiertoradoilla edes voida saada — kokonaisarviot ovat vain todennäköisyyksiä suurelle joukolle tähtiä.
Tilanne on vieläkin hankalampi ylikulkumenetelmälle, jonka avulla voidaan havaita planeettoja vain siinä harvinaisessa erikoistapauksessa, että ne kulkevat täsmälleen tähden pinnan editse. Silloin ainakin 99% kaikista planeetoista jää aina havaitsematta, joten todennäköisyyslaskenta on vieläkin suuremmassa roolissa. Jos esimerkiksi 100 000 tähden tarkkailu avaruusteleskoopilla paljastaa 50 kuumaa jupiteria niiden ylikuluista, voidaan johtopäätöksenä todeta, että kuumia jupitereita on tähdistä ainakin 5000 ympärillä, ja siksi niitä löytyy kiertämässä noin 5% kaikista tähdistä. Kyse on valintaefektin huomioimisesta — emme saa näytettä kaikkien havaittujen tähtien planeetoista, vaan vain niiden, joita kiertäviä planeettoja tosiasiallisesti kykenemme havaitsemaan. Perusteiltaan laskelmat vastaavat todennäköisyyslaskennan alkeita, mutta muuttuvat nopeasti monimutkaisiksi, kun havaintotodennäköisyys on riippuvainen planeetan ja sen kiertoradan sekä tähden monista ominaisuuksista.
Tutkijat ovatkin selvittäneet miten jättiläisplaneettojen olemassaolo ja siten synty riippuu tähden ominaisuuksista. Se on mahdollista havaitsemalla planeettoja lukuisten tähtien kiertoradoilta ja arvioimalla planeettojen esiintymistodennäköisyyksiä erilaisille tähtien tyypeille. On vain ensin laskettava kuinka monta planeettaa löytyi kunkin tähtityypin kiertoradoilta. Huomioimalla, että niiden esiintymistodennäköisyys kerrottuna havaintotodennäköisyydellä antaa tulokseksi havaittujen planeettojen suhteellisen määrän, voidaan arvioida esiintymistä ja siten planeettojen todellista määrää kohteena olevien tähtien kiertolaisina. Tuloksena voidaan todeta, että jättiläisplaneettoja on kaikkien tähtityyppien kiertolaisina muttei yhtä paljon.
Auringonkaltaisista tähdistä noin yksi kymmenenstä jakaa järjestelmänsä ainakin yhden jättiläisplaneetan kanssa. Aurinkoa kaksi kertaa massiivisemmilla tähdillä puolestaa planeettoja on noin joka kuudennella, kun taas Aurinkoa puolet keveämmillä vain joka kolmannellakymmenennellä. Kaikkein keveimpien kääpiötähtien kiertoradat ovat kaikkein hankalimpia paikkoja jättiläisplaneettojen synnylle. Kun tähdet ovat massaltaan noin komanneksen Auringosta tai sen alle, niiden kiertoradoilta löytyy jättiläisplaneettoja keskimäärin vain yhdeltä tähdeltä sadasta. Jättiläisplaneettoja siis syntyy herkimmin sinne, missä materiaa tähden syntyyn on eniten ja siten tuloksena on massiivisempia tähtiä. Jos tähtienvälistä materiaa, kaasua ja pölyä, liikenee vain pienen tähden syntyyn, on jättiläisplaneettojenkin synty epätodennäköisempää. Kyse ei siten ole sattumasta, vaan planeettojen synnyn lainalaisuudesta.
Pienempiä Maan kokoisia planeettoja lainalaisuus ei kuitenkaan koske. Kooltaan ja massaltaan maankaltaisia planeettoja on jopa enemmän pienimpien tähtien ympärillä. Syiden selvittäminen pienempien planeettojen yleisyyden taustalla on puolestaan vasta aluillaan. Se kuitenkin tiedetään, että Jupiterinkaltaisten planeettojen järjestelmissä, joissa kaasuplaneetta kiertää tähteään kaukana järjestelmän viileissä ulko-osissa, on lähempänä tähteä runsaasti tilaa lämpimille kiviplaneetoille kuten Maa. Jos taas järjestelmän jättiläisplaneetta on niin sanottu kuuma jupiteri, joka kiertää tähteään sen pintaa viistäen, maankaltaisten planeettojen esiintyminen on epävarmaa, koska kuumat jupiterit hävittävät koko sisemmän planeettakunnan muuttaessaa ulommilta kiertoradoiltaan tähtiensä lähelle. Tai niin ainakin luulimme. Uusi Kepler -avaruusteleskoopin ylikulkuhavaintoihin perustuva tutkimus kertoo, että osassa kuumien jupiterien järjestelmiä pienemmät planeetat voivat säilyä radoillaan. Se on kuitenkin vain alustava havainto ennen kuin opimme ymmärtämään paremmin mitä tulokset merkitsevät järjestelmien muiden planeettojen kannalta.
Vastaa
Tulivuorten täplittämä
Tulivuoret ovat eräs oman geologisesti aktiivisen maailmamme ominaispiirteistä. Ne koristavat mannerlaattojen reuna-alueita, joilla laatat puskevat toisiaan vasten tai erkanevat toisistaan väkivaltaisin seurauksin. Tulivuoria on kirjaimellisesti kaikkialla — niitä esiintyy mannerten vuoristoalueilla, merten pohjien harjanteilla, ja ne muodostavat uusia saaria, sulattavat jäätiköitä tai aiheuttavat tuhoa ihmisten rakennelmille ja luonnolle purkauksillaan ja laavavirroillaan. Tulivuoret kuvastavat sitä, miten vain ohut kiinteä kuorikerros suojaa meitä planeettamme sisuksen kuumuudelta, jossa silikaatit ja metallit virtaavat kuin neste valtavien fysikaalisten voimien armoilla. Tulivuoret ovatkin siten väistämättömiä geologisia ilmiöitä hydrostaattiseen tasapainotilaan asettuneen planeettamme kuorikerroksessa. Ja samat fysikaaliset ja geologiset voimat muovaavat toisia planeettoja samanlaisin lopputuloksin.
Aurinkokunnan korkein tulivuori, Marsin Olympus Mons, on vaipunut hiljaiseloon geologisessa aikaskaalassa varsin hiljattain, ehkäpä vain joitakin miljoonia vuosia sitten, ja se tarjoaa näyttävän esimerkin siitä, että tulivuoria on muillakin planeetoilla. Tulivuoret täplittävät myös Venuksen pintaa, ja tuoreet tutkimustulokset osoittavat niidenkin purkautuneet aivan geologisessa lähimenneisyydessä. Aurinkokunnan voimakkainta tulivuoritoimintaa on kuitenkin Jupiterin kuun, Ion pinnalla. Sen kuorikerrosta muovaavat Jupiterin voimakkaat vuorovesivoimat saaden kuoren taipumaan ja venymään, jolloin kitkavoimat vapauttavat kuoreen suuria määriä lämpöä. Se taas näkyy kuun pinnalla lukuisina tulivuorina, jotka peittävät Ion pintaa kauttaaltaan.
Tulivuoria on myös toisenlaisten Aurinkokunnan kappaleiden pinnoilla. Kryovulkanismi, eli kylmä tulivuoritoiminta, tarkoittaa jäästä koostuvan pinnan aktiivisuuttta matalissa lämpötiloissa. Silloin vuoret muodostuvat jäästä ja niistä purkautuu laavan sijaan vettä tai lämpimämpää jäätä, joka kylmissä olosuhteissa käyttäytyy viskositeettinsa vuoksi kuin maanpäällisten kuumien tulivuorten laava. Kun huomioidaan kryovulkanismi, voidaan todeta, että jonkinlaista tulivuoritoimintaa esiintyy tai on esiintynyt likimain jokaisen hydrostaattisessa tasapainotilassa olevan kappaleen pinnalla jo omassa planeettakunnassamme. Kyse on siis lähes takuuvarmasti universaalista ilmiöstä, jota esiintyy samojen luonnonlakien ansiosta myös muilla kiinteäpintaisilla planeetoilla ja suurilla kuilla maailmankaikkeudessamme. Tulivuorina ilmenevän geologisen aktiivisuuden syynä voi olla planeetan sisuksissa oleva sen syntymästä ja radioaktiivisesta hajoamisesta peräisin oleva lämpö tai läheisten massiivisten kappaleiden vuorovesivoimat. Niitä on kuitenkin kaikkialla — myös havaitsemillamme kivisillä eksoplaneetoilla.
Eräs toista tähteä kiertävä tulivuorten täplittämä planeetta on todennäköisesti LP 791-18 d. Sen luonne paljastui tutkimuksessa, jossa raportoitiin planeetan ylikulkuhavainnoista näkyvän valon ja infrapuna-alueen TESS ja Spitzer -avaruusteleskoopeilla. Aiemmin tunnettiin kaksi planeettaa pienen punaisen kääpiötähden LP 791-18 järjestelmästä mutta uudet TESS-avaruusteleskoopin havainnot paljastivat vielä kolmannen, likimain maapallonkokoisen kappaleen kiertämästä tähteä kerran noin 2.8 päivässä. Vaikka kyseessä on aivan tavanomainen planeettakunta, joita esiintyy pienimassaisten tähtien ympärillä runsain mitoin, LP 791-8 d on poikkeuksellisella radalla. Se kiertää tähteään hyvin lähellä mutta on silti kahden muun massiivisemman planeetan välissä kiertoradallaan. Uloin planeetoista kiertää sekin tähden vain noin viidessä päivässä, mutta se on massaltaan yli seitsemänkertainen planeettaan d verrattuna ja se luokitellaan minineptunukseksi, jolla on paksu kaasumaisesta aineksesta koostuva vaippa ympärillään. Minineptunus vaikuttaa kuitenkin planeetan d rataan vetovoimallaan tehden siitä tyypillisen ympyräradan sijaan hiukan soikean. Radan soikeus taas on melkoisen poikkeuksellista tiukkaan, tähtensä lähelle pakatuissa eksoplaneettajärjestelmissä, joissa vuorovesivoimat yleensä pyöristävät radat hyvinkin lyhyessä aikaskaalassa.
Soikea rata tietää huonoja uutisia planeetan d pintaolosuhteille. Sen etäisyys tähdestään ei pysy vakiona ratakierroksen aikana, jolloin syntyy vuorovesivoimien aikaansaamaan kitkaa. Kitka taas lämmittää planeetan pintakerroksia tuottaen suuria määriä lämpöenergiaa. Se taas saa pinnan halkeilemaan ja muovautumaan jatkuvissa ratakierrosten määräämissä sykleissä ja kuumuus purkautuu planeetan silikaatttikuoren alta pinnalle valtavien supertulivuorten jatkuvina purkauksina. Myös ulompi minineptunus lisää pinnan aktiivisuutta omilla vuorovesivoimillaan. Kyse on kuin Iosta Jupiterin vetovoimakentässä mutta jättiläiskoossa. Jupiterin sijaan vuorovesivoimia aikaansaa planeettakuntaa ympärillään vetovoimallaan kaitseva tähti ja niiden kohde on Ion sijaan maapallon kokoinen kiviplaneetta.
Mutta tutkijoiden arvioiden mukaan LP 791-18 d on läheisyydestään huolimatta sittenkin riittävän kaukana tähdestään, jotta nestemäinen vesi voisi juuri ja juuri pysyä virtaamassa sen pintaolosuhteissa. Se on kuitenkin laskennallinen arvio, joka huomioi vain tähden säteilyn — kitkavoimien tuottama lämpö ja tulivuoret tarkoittavat todennäköistä kuoliniskua planeetan muutoinkin varsin epätodennäköiselle elinkelpoisuudelle. Mikään ei kuitenkaan ole niin varmaa kuin havaintojen ja niistä tehtyjen tulkintojen epävarmuus. On täysin mahdollista, että planeetan d pimeä puolisko, joka suuntautuu vuorovesilukkiutumisen vuoksi aina pois päin tähdestä, on riittävän viileä nestemäisen veden esiintymiselle. Tulivuoritoiminta puolestaan tuottaa väistämättä planeetalle ainakin jonkinlaisen hiilidioksidipitoisen kaasukehän, joka on siten verrannollinen Venuksen ja Marsin kaasukehiin Aurinkokunnassa. Kyseessä on siten varsin mielenkiintoinen maailma, joka muistuttaa monella tapaa aurinkokunnan tuttuja kappaleita, mutta joka on silti täysin erilainen kuin mikään mitä tunnemme omasta järjestelmästämme.
Ihmisillä ei takuulla ole asiaa planeetan LP 791-18 d pinnalle jo sen kaukaisuuden vuoksi, mutta planeetan ilmeinen aktiivinen geologia varmistaa, että avaruussaappaat sulavat sen pinnalla astellessa. Vastaavat laavaplaneetat ovat kuitenkin melko yleinen planeettatyyppi maailmankaikkeudessamme, jossa pieniä kiviplaneettoja syntyy herkästi pienten tähtiensä lähelle, missä kuumuus pitää pinnan kiviaineksen sulana joko vuorovesivoimien välityksellä tai ilman niitä.
Vastaa
Varjoista valoon
Eksoplaneettojen havaitsijoita on toisinaan kutsuttu varjojen etsijöiksi, koska havaintomenetelmistä menestyksekkäin, planeettojen ylikulkuja kartoittava menetelmä, perustuu ihan kirjaimellisesti planeettojen varjojen havaitsemiseen. Näiden varjojen metsästäjät ovatkin rakentaneet jopa etsintään erikoistuneita avaruusteleskooppeja ja rekisteröineet jo tuhansien planeettojen varjot, kun ne kulkevat radoillaan tähtiensä editse ja aiheuttavat tähdistä teleskooppeihimme tulevaan valoon jaksollista, hiuksenhienoa himmenemistä. Muutokset havatsemassamme valossa kertovat kuitenkin monenlaisista dynaamisista tähtitieteen kohteista paljon asioita. Jos kohteessa tapahtuu muutoksia, sen ominaisuuksia voi koettaa havaita, jos muutokset vaikuttavat jollakin tavalla kohteiden säteilemään energiaan.
Tähtitieteilijät osaavat tutkia monenlaisia dynaamisia järjestelmiä perustuen muutoksiin havaittavassa kohteessa. Voimme havaita planeettoja kiertämässä tähtiä mutta myös tähtiä kiertämässä toisiaan moninkertaisissa järjestelmissä. Voimme havaita asteroidien pyörimisen ja komeettojen purkaukset tai jopa kaukaisten mustien aukkojen liikkeen niitä ympäröivien kertymäkiekkojen läpi. Muutosten havaitsemisen ei tarvitse olla rajoittunutta sähkömagneettisen säteilyn tarkkailuun, vaan voimme havaita neutriinoita, jotka kertovat kaukaisten galaksiytimien purkauksista tai jopa gravitaatioaaltoja, joilla tutkitaan mustien aukkojen törmäyksiä. Kaiken taustalla on kuitenkin muutoksen havaitseminen. Eksoplaneettojen tutkimuksessa niiden rataliike on ehkäpä selkein muutosta aiheuttava tekijä. Toisinaan se kuitenkin tuottaa odottamattomia havaintomahdollisuuksia.
Vuonna 2017 saatiin todistusaineistoa toisenlaisesta varjosta liittyen eksoplaneettoihin. Kun tutkijat havaitsivat Hubble-avaruusteleskoopilla läheisen nuoren tähden TW Hydrae ympäristöä, he onnistuivat saamaan tietoa tähteä ympäröivästä kaasu- ja pölykiekosta. Kuten moni muukin nuori tähti, myös TW Hydrae on kaasusta ja pölystä koostuvan kiekon ympäröimä. Sellaiset kiekot muodostuvat jokaisen syntyvän tähden ympärille, ja niiden aineksesta muodostuvat planeetat tähtien kertoradoille. Infrapuna-alueen instrumenteilla on voitu havaita rengasmaisia, tummia alueita sellaisten kiekkojen rakenteessa. Ne paljastavat radat, joilta syntynyt jättiläisplaneetta on siivonnut kaasun ja pölyn pois vetovoimansa avulla. TW Hydraen tapauksessa rengasrakenteiden lisäksi huomio kuitenkin kiinnittyi kiekon poikkeavaan kirkkauteen eri puolilla tähteä.
Tähtiä ympäröivien kiekkojen kirkkausjakaumassa ei tavallisesti havaita muutoksia eri suunnissa, vaan ainoastaan eri etäisyyksillä. Koska aines on sitä harvempaa mitä kauemmas tähdestä mennään, kiekkojen kirkkaus heikkenee suhteessa etäisyyteen tähdestä. Poikkeuksen tähän yleiseen sääntöön muodostavat kuitenkin rengasmaiset aukkokohdat, jotka kertovat planeetoista mutta toisinaan kiekkorakenteita on useampia tai ne ovat kokeneet muodonmuutoksia tähtikumppaneiden vetovoiman vuoksi. TW Hydrae on kuitenkin yksinäinen tähti, joten sen kiekkoon tähtikumppaneilla ei ole voinut olla vaikutusta. Vaikka kaukaisempien tähtikumppanien vaikutusta ei heti voitu sulkea pois, jo seuraavat havainnot paljastivat, ettei tähtien vaikutus voinut tulla kyseeseen. Kiekon kirkkausvaihtelut olivat siirtyneet hiukan, kuin joku olisi kääntänyt kiekkoa parikymmentä astetta.
Tähteä ympäröivä laaja kiekkomuodostelma ei tietenkään voi kiertyä karusellin tavoin, koska se ei ole kiinteä ja sen sisältämät pölyhiukkaset ja kaasumolekyylit vähät välittävät muilla rataetäisyyksillä olevasta materiasta. Ne tuntevat vain tähden vetovoiman liikkuessaan omilla radoillaan tähden ympäri, joten niiden liike on ennustettavissa Johannes Keplerin jo 1600-luvun alussa keksimillä liikelaeilla. Samalla on selvää, että kiekon aines ei mitenkään voisi liikkua niillä valtavilla nopeuksilla, jotka ovat seurauksena kiekon ulko-osien noin parinkymmenen asteen pyörähdyksestä vain vuoden kuluessa. Oman järjestelmämme ulkoplaneetta Neptunus, jonka rataa vastaava etäisyys on likiman kuvan 1 kiekkojen keskellä olevan mustan ympyrän reunalla, kiertää radallaan vain vajaat kaksi astetta vuodessa, joten jos havaittu ilmiö aiheutuisi pyörimisestä, tähden massa ei millään riittäisi pitämään vinhaa vauhtia liikkuvaa materiaa radallaan. Silloin kiekko hajoaisi vain sadoissa vuosissa ja emme olisi voineet sitä koskaan edes havaita 8 miljoonaa vuotta vanhan tähden ympärillä. Erot valaistuksessa voisivat kuitenkin saada aikaiseksi havaitun efektin, jos vain kiekon sisäosissa olisi jotakin tähden kiertoradalla varjostamassa ulompia alueita.
Yksittäinen planeetta ei tietenkään voi langettaa valtavaa varjoa tähteä ympäröivään kiekkoon. Siihen ei riittäisi edes planeettaa itseään ympäröivä pienempi kiekko, jollaisista kuiden järjestelmät syntyvät kuin minikokoisina planeettakuntina. Vaihtoehdoksi jää erillinen sisempi kiekko, jota tähteä kiertävä jättiläisplaneetta vetää puoleensa. Vaadittava tilanne voi muodostua, jos sisempi ja ulompi kiekko ovat hiukan eri tasossa suhteessa toisiinsa. Tulkinta saa tukea ALMA -teleskoopin infrapuna-alueen havainnoista, joista käy ilmi sisempänä järjestelmässä oleva rengasmainen kiekon aukko jättiläisplaneetan radan merkkinä. Vaikka sisempää kiekkoa ei voida tutkia sen tarkemmin tähden läheisyyden tehdessä siitä likimain mahdotonta, on sen aikaansaama varjo ainoa tapa selittää ulomman kiekon vastapäivään liikkuvat kirkkausvaihtelut.
Planeettakunnat syntyvät tähtiä ympäröivistä kertymäkiekoista. Kasvettuaan massiivisiksi, planeetat ryhtyvät muokkaamaan kiekkoja, siivoten niihin materiasta vapaita renkaita kiertoratojensa merkiksi ja muuttamalla kiekkojen materiajakautumaa vetovoimallaan. Mutta TW Hydraen kertymäkiekon varjot paljastivat vielä muutakin (1). Vuoden 2021 Hubble-avaruusteleskkoopin havainnoissa järjestelmän kertymäkiekon ulko-osista paljastui toinenkin varjo, joka aiheutuu toisesta erillisestä järjestelmän sisäosien kiekkorakenteesta (Kuva 3.). Kokonaisuutena tähteä ympäröivä kertymäkiekko on siis jaoteltuna ainakin kolmeen osaan, joista sisimpiä ei edes voida nähdä, koska edes Hubble-avaruusteleskoopin kapasiteetti ei riitäerottamaan sisempiä kiekkoja lähellä kirkasta tähteä. Jaottelun voivat kuitenkin aikaansaada vain tähteä kiertävät jättiläisplaneetat, joita on oltava ainakin kaksi uloimman kiekon sisäpuolella. Aiemmissa havainnoissa varjot vain olivat niin lähellä toisiaan, että niiden erottaminen kahdeksi erilliseksi objektiksi oli mahdotonta. Planeettojen ratojen taas on oltava suunnilleen samalla etäisyydellä tähdestä kuin Jupiter on Auringosta, eli karkeasti 800 miljoonan kilometrin etäisyydellä vastaten noin viittä Maan rataetäisyyttä Auringosta.
Olemme vasta saavuttaneet tähtitieteellisen havaintoinstrumenttien tason, jolla nuoria tähtiä ympärövien kiekkorakenteiden havaitseminen ja tutkiminen on mahdollista. Se on samalla tehnyt mahdolliseksi kartoittaa nuorten lähitähtien planeettakuntia jo niiden muodostumisvaiheessa, vaikka emme edes voi havaita planeettoja suoraan kuin vain yksittäisissä erikoistapauksissa, joissa planeetat ovat riittävän kirkkaita ja riittävän kaukana tähdestään, jotta niiden suora valokuvaaminen onnistuu. Kiekkojen rakenteet kuitenkin paljastavat niiden olevan planeettojen vetovoimavaikutukselle alttiita dynaamisia rakenteita, joista voi löytää merkkejä planeetoista tarkkailemalla kaasun ja pölyn jakautumista eri radoille. Uusimmat löydöt osoittavat, että planeetat voivat paljastaa olemassaolonsa myös vaikuttamalla kiekon ulko-osien valaistukseen vetovoimansa välityksellä. Se tuo planeetatkin kuvainnollisista varjoista valoon, vaikka emme voikaan havaita niitä suoraan.
Lisää valaistusta TW Hydraen planeettakuntaan saadaan varmasti, kun tähtitieteilijät suuntaavat uusimman instrumenttinsa, James Webb -avaruusteleskoopin sitä kohti.
Vastaa
Elämän ja kuoleman metallit
Tähtitietelijöillä on erikoisia tapoja luokitella asioita. Muiden tieteenalojen edustajat kauhistelevat tyypillisesti tähtitieteilijöiden monenlaisia approksimaatioita ja arviointeja. Kosmologille piin likiarvoksi voi riittää aivan hyvin numero 3, koska silloinkin saadaan yhden desimaalin tarkkuus ja ainakin lopputuloksen suuruusluokka oikein. Mutta erityisesti kemistien parissa herättää hilpeyttä astronomien terminologia, jossa sanalla metalli vitataan kaikkiin alkuaineisin, jotka ovat heliumia raskaampia. Maailmankaikkeudessa on siis vain vetyä, heliumia ja metalleja. Rauta nyt on metalli mutta tähtitieteilijöille yleisiä metalleja ovat hiili, typpi, happi, ja monet muut alkuaineet olivat ne sitten metalleja kemiallisessa mielessä tai eivät. Ihmiset koostuvat siten vedystä ja suuresta määrästä metalleja, joten tähtitieteellisessä mielessä olemme kaikki suureksi osaksi metallia.
Kontekstissaan määrittely on tietenkin järkevä approksimaatio, koska vety ja helium ovat universumin yleisimmät alkuaineet, ja siksi kaikki tähdet koostuvat pääasiassa niistä. Vetyä on noin 73% kaikesta materiasta ja heliumiakin noin 25%. Loppu 2% on metalleja, joiden pitoisuutta esimerkiksi tähtien kaasukehissä on tyypillisesti mitattu spektroskooppisesti, eli havaitsemalla tähtien säteilyn voimakkuutta eri aallonpituuksilla. Eri alkuaineet jättävät spektriin oman ominaisen absorptio- ja emissioviivojen kokoelmansa, joten eri tähtien toisistaan poikkeavia metallipitoisuuksia onkin mitattu jo pitkään spektrien avulla. Yksinkertaisin mahdollinen mittari tähden koostumukselle on juuri metallipitoisuus, eli heliumia raskaampien alkuaineiden osuus tähden kaasukehässä. Vaikka tutkijat usein mittaavatki tarkemmin monen eri alkuaineen pitoisuuksia erikseen, on yleinen ”metallipitoisuus” hyvin käytännöllinen suure määrittämään vaikkapa sitä, kuinka paljon heliumia raskaampia aineita oli juuri sen tähtienvälisen aineksen joukossa, josta kyseinen tähti sai alkunsa.
Tähden metallipitoisuus voi kertoa myös väkivaltaisesta historiasta, koska planeettojen törmääminen tähteensä voi jättää jälkeensä tähden kaasukehän kohonneen metallipitoisuuden. Tyypillisesti tilanne on kuitenkin päinvastainen: metallipitoisemmasta aineksesta alkunsa saaneiden tähtien kiertoradoilla on enemmän planeettoja. Tilanne havaittiin jo varhaisten radiaalinopeushavaintojen myötä ja se on saanut vahvistuksensa Kepler-avaruusteleskoopin löytämien tuhansien planeettojen tilastollisen analyysin avulla. Metallipitoisuus vaikuttaa kuitenkin myös tähden itsensä käyttäytymiseen.
Oletetaan, että vertailemme laboratoriossamme kahta muutoin samanlaista tähteä mutta toinen on metallipitoisempi kuin toinen. Ne ovat massaltaan samanlaisia, ja siten kooltaan likimain identtisiä. Ne loistavat yhtä kirkkaasti näkyvän valon aallonpituuksilla ja näyttävät aivan samanlaisilta nopeasti tarkasteltuna. Silti ne poikkeavat toisistaan merkittävästi — suurempi metallipitoisuus saa toisen tähdistä säteilemään ultraviolettivaloa poikkeavalla tavalla. Emme tietenkään voi oikeasti asettaa tähtiä laboratorioon tutkiaksemme niitä kontrolloiduissa olosuhteissa mutta voimme suunnitella täsmälleen haluamiamme koejärjestelyitä mallintamalla tähtien käyttäytymistä yksityiskohtaisilla tietokonesimulaatioilla. Silloin tähtien ominaisuuksien vaikutusta kokonaisuuteen voidaan testata täsmälleen halutulla tavalla.
Voimme siis mennä laboratoriokokeessamme pidemmälle. Oletetaan, että kahta tähteämme kiertää molempia maankaltainen, elinkelpoinen planeetta. Planeetat ovat samanlaisia ja samanlaisella kiertoradalla, jotka sijoittuvat tähtien elinkelpoisten vyöhykkeiden sisäpuolelle. Planeettojen olosuhteissa onkin päässyt kehittymään eläviä organismeja, jotka ovat oppineet yhteyttämään ja sitomaan siten tähden säteilyenergiaa orgaanisten yhdisteiden rakenne-energiaksi. Elämä kukoistaa molemmilla planeetoilla, ja yhteyttäminen tuottaa kaasukehään happea, joka muodostaa sen yläosiin otsonikerroksena tunnetun ultraviolettisäteilyltä suojaavan kerroksen. Koko tapahtumaketju voi vaikuttaa epätodennäköiseltä mutta tiedämme sen tapahtuneen kertaalleen ainoalla tuntemallamme elävällä planeetalla. Muilla tähdillä oleelliseksi muuttujaksi muodostuu juuri tähden metallipitoisuus. Ollessaan suurempaa, se vähentään ultraviolettisäteilyä kokonaisuutena, mutta samalla myös otsonin muodostumisprosessi hidastuu. Se taas tekee metallipitoisempien tähtien planeetoista epätodennäköisempiä maailmoja maankaltaiselle, pintaa peittävälle biosfäärille.
Ultraviolettisäteilyn tyypillä on väliä. Sen pidemmät aallonpituudet kyllä tuhoavat otsonia osuessaan planeetan kaasukehään mutta lyhyemmät aallonpituudet rikkovatkin happimolekyylejä synnyttäen otsonia, kun syntyvät happiradikaalit reagoivat muiden happimolekyylien kanssa. Syntyy tasapainotilanne, jossa otsonikerroksen paksuus rippuu saapuvan ultraviolettisäteilyn aallonpituuksista. Jos tähden metallipitoisuus on matalampi, sen ultraviolettisäteilystä suurempi osa on lyhyiden aallonpituuksien säteilyä, jolloin otsonia pääsee muodostumaan runsaasti ja planeetan elämä saa suojan tappavaa ultraviolettisäteilyä vastaan. Korkeamman metallipitoisuuden tähteä kiertävä planeetta taas saa ohuemman otsonikerroksen ja sen pinnalla ultraviolettisäteily hajottaa tehokkaasti orgaaniset molekyylit steriloiden planeetan elottomaksi. Kaikki toki riippuu siitä, että kaasukehässä on vapaata yhteyttävien kasvien tuottamaa happea, mikä kuvastaa vain sitä, että osaamme spekuloida planeettojen elinkelpoisuudella lähinnä vain perustuen yhteen ainoaan esimerkkiin elollisesta planeetasta — omaamme.
Tähden metallipitoisuus kertoo kuitenkin muutakin. Koska planeetat muodostuvat korostetusti juuri tähtitieteellisistä metalleista, eli heliumia raskaammista alkuaineista, niiden syntyyn vaikuttaa se, kuinka paljon näitä metalleja oli saatavilla planeettojen alettua muodostumaan tähtensä kiertoradoille. Mitä enemmän metalleja oli, sitä herkemmin planeettoja muodostui ja sitä yleisemmiksi ne tulivat. Siksi kaikkein metallipitoisimmat tähdet synnyttävät kyllä herkemmin planeettoja kiertoradoillleen mutta eivät ehkä päästä niitä kehittämään pinnoilleen kompleksisia yhteyttämiseen perustuvia biosfäärejä.
Kultaisen keskitien periaate pätee luultavasti tässäkin asiassa. Jos tähden metallipitoisuus on keskimääräistä luokkaa, kuten omalla tähdellämme Auringolla, sen kiertoradalle syntyy kyllä planeettoja mutta vain maltillisesti ja niistä sisimmät jäävät herkemmin kooltaan pieniksi. Silloin niistä jokin tai jotkut saattavat osoittautua ominaisuuksiltaan juuri sellaisiksi, että elämä saa alkunsa elottomista geokemiallisista prosesseista ja valtaa planeetan kuoren. Kuten kaikkea muutakin, metallejakin tarvitaan siksi juuri sopivasti, jotta tuntemamme kaltainen elämä voi kukoistaa maailmankaikkeudessa.
Metalleja, kuten mitään materiaa, ei ole ollut aina. Maailmankaikkeudellamme on alku, ja sen ensimmäisinä hetkinä saivat alkunsa niin keveimmät alkuaineet vety ja helium kuin myös ripaus kolmanneksi keveintä alkuainetta litiumia. Kaikki raskaimmat alkuaineet syntyivät sitten myöhemmin tähtien ydinreaktioissa, kun keveämmät alkuaineet fuusioituvat raskaammiksi vapauttaen energiaa tähtien energianlähteenä. Osa siitä aineksesta, kuten esimerkiksi suurin osa kaikkea litiumia, hiiltä ja typpeä, vapautui tähtienväliseen avaruuteen uusien tähtisukupolvien rakennusmateriaaliksi kuolevien pienimassaisten tähtien puhallettua metallien kyllästämät ulko-osansa avaruuteen elinkaarensa lopussa. Valtaosa muista yleisemmistä alkuaineista puolestaan vapautui massiivisempien tähtien sisuksista supernovaräjähdysten myötä.
Planeettojen materiaali ja siten myös elämän tarvitsemat alkuaineet syntyivät siis kirjaimellisesti räjähtävien tähtien siroteltua ne pölynä avaruuteen. Samalla supernovaräjähdysten paineaallot saattoivat toimia sopivana häiriötekijänä, joka sai tähtienvälisen aineksen pilvet luhistumaan tähdiksi ja niiden joukoiksi. Supernovatkin siis kylvivät elämän edellytyksiä mutta saattoivat samalla myös riistää ne. Supernovaräjähdykset nimittäin tuottavat pitkiä intensiivisen röntgensäteilyn purkauksia, jotka kestäessään jopa vuosikymmeniä, saattavat steriloida tehokkaasti läheisissä tähtijärjestelmissä sijaitsevia elinkelpoisia planeettoja. Supernovienkin suhteen olemme siten samalla riippuvaisia niistä ja alttiina vaaralle niiden sattuessa liian lähelle. Pelkoon ei kuitenkaan ole aihetta, sillä lähelle Aurinkokuntaa sattuva supernovaräjähdys on äärimmäisen epätodennäköinen tapahtuma, jota tuskin sattuu ihmislajin ollessa olemassa.
2 kommenttia “Elämän ja kuoleman metallit”
-
Olet oikeassa, että piin likiarvoksi riittää numero 3 esim. päässälaskuun, mutta esim. ympyrän kehää laskiessa hyvä ottaa keroimeksi myös desimaalit 3,14 – ja muistaa piin olevan ns. päättymätön numerojatkumo (tarkentuen jatkuvasti uusille desimaaleille).
Oletukseni on, että myös maailmankaikkeuden ja elämänkin jatkumoissa on mukana jokin tai joitakin päättymättömien lukusarjojen kertoimia – joilla kokemamme todellisuus mahdollistuu.
Tämän todentaminen oikein ei nyttemmin ole mahdollista, mutta ns. intuition oletus siihen suuntaan viitteitä antanut.
Kenties niissä kertomissasi aineen jakautumissakin alkuainesiin on mukana jokin vastaava jaksollisuus.-
Sain eilen ma 8.5.2023 Salon pääkirjastosta sattumalta poistokirjan (valittu ilmaiseen jakoon):
(Pii -symbolina) Erään luvun tarina / Peter Beckman – Terra Cognita 2000:
Suomentanut Hannele Salminen (4. painos 1977 / 1975, 1971, 1970).
Sivulla 108 Piin 200 desimaalia (25 x 8 riviä), jotka 1800-luvulla oli selvitetty.
Vasta 1949 alkaen tietokoneilla saatu yli 1000 desimaalia ja sittemmin miljoonia…
Kirjan lopussa oli 10 000 ensimmäistä desimaalia,
joista katsoin kolmen ensimmäisen desimaalin esiintymiset (3,141)
– joita löysin 10 ja niistä yksi oli desimaalein: 3141 (myös alkuluku 3 desimaalina).
Mitään selvää toistuvaa jaksollisuutta niissä desimaaleissa ei ole havaittavissa
vaikka erilaisia numerosarjoja toistuukin.
-
Vastaa
Lumivaipan peittämä
Noin 650 miljoonaa vuotta sitten päiväntasaajalla satoi lunta. Kyse ei ollut mistään hetkellisestä sään oikusta ja poikkeuksellisesta ilmavirtauksesta napa-alueen tuntumasta, vaan lunta satoi pitkään. Se peitti tropiikin hiljalleen hyytävään huomaansa, ja muutti maan valkeaksi.
Oli kylmä. Ilmasto oli viilennyt ja napajäätiköt olivat hiljalleen laajenneet ja saavuttaneet keskileveyspiirit. Niiden poikkeuksellinen laajuus siirsi kuitenkin koko ilmastojärjestelmän uuteen tasapainotilaan. Valtavat jäätiköt heijastivat vaalean peilin tavoin niin suuren osan Auringon säteilystä pois, että planeetta ei enää lämmennyt kuin ennen, vaan alkoi viilenemisen kierre. Viilennyt ilmasto sai jäätiköt laajenemaan kohti päiväntasaajaa, mikä sai suuremman osuuden säteilystä heijastumaan pois lämmittämästä planeettaamme. Syntyi voimakas positiivinen takaisinkytkentä ja lopulta mikään ei pysäyttänyt kylmyyttä. Päiväntasaajan lämpötila laski jopa yhtä alhaiseksi kuin nykyään Etelämantereen keskiosissa ja Maapallo peittyi miljooniksi vuosiksi jäiseen vaippaan, kilometrien paksuiseen jääkuoreen.
Tämän lumipallomaa -vaiheen vaikutukset elämään olivat tietenkin valtaisat, koska paksu jääkuori esti tehokkaasti sinibakteerien yhteyttämisen ja energiantuotannon planeettamme pintavesissä. Vaikka jääkuoren paksuudessa ja kattavuudessa oli varmasti runsaasti vaihteluita, ja päiväntasaajalla oli ajoittain avovettä, sen vaikutukset olivat valtaisat, koska ne tyrehdyttivät merkittävimmän biologisen perustuotannon planeetallamme. Monisoluisia organismeja oli jo olemassa mutta niiden monimuotoistuminen ja lukumäärän räjähdysmäinen kasvu odotti vielä yli sadan miljoonan vuoden päässä siintävää kambrikautta ja sen otollisempia olosuhteita.
Lumipallomaa -vaihe loppui vasta, kun mannerliikunnat saivat aikaiseksi voimakkaampaa tulivuoritoimintaa, ja ilmakehään vapautunu hiilidioksidi sulki planeettamme lämmittävään syliinsä. Paksu jääkuori aiheutti luultavasti itse oman tuhonsa, koska se esti tehokkaasti ilmakehän hiilidioksidin normaalin kierron ja poistumisen ilmakehästä sedimentoitumalla kuolleen biomassan mukana merten pohjiin. Ilmasto muuttui jälleen — tällä kertaa kuumaksi ja kosteaksi, kun kasvihuoneilmiö voimistui ja jäätiköt pakenivat napa-alueille ja korkeimpien vuoristoalueiden ylängöille.
Kuitenkin, jopa lumi- ja jäävaipan peittämänä valkeana pallona Maa oli elävä planeetta, jolla oli verrattaen monipuolinen biosfääri. Monenlaiset mikrobit olivat vallanneet niin meret kuin kallioperänkin, ja kukoistivat jopa jään päällä ja ajoittaisissa sulan veden alueissa. Kun planeetta saa elämästä infektion, sitä ei voi steriloida enää juuri mikään geologinen voima. Vain jättiläismäisen asteroidin törmäyksen aiheuttama tuho ja auringon saapuminen vakaan keski-ikänsä päähän voivat hävittää biosfäärin kauttaaltaan.
Lumipallovaiheen aikana planeettamme elämä koki kovia mutta selviytyi sopivissa, joskin rajatuissa ekologisissa lokeroissa. Merenpohjan geologinen aktiivisuus tuotti mustiksi savuttajiksi kutsuttuja purkauskohtia, joissa maankuoren sisällä lämmennyt vesi vapautuu kohtaamaan kylmän merenpohjan luoden valtavan lämpötilagradientin ja sen myötä anaerobisille mikrobeille mahdollisuuden käyttää maankuoren mineraaleja energiantuotantoonsa. Niiden elinympäristössä merenalainen elämä ei juuri piitannut pinnan talvisista olosuhteista. Mikrobit selviytyivät myös jään sisälle jääneissä suolaisen veden taskuissa, tulivuorten lämmittävissä olosuhteissa, ja jopa jään pinnan tuntumassa, sekä jäljelle jääneissä vaihtelevissa avoimen veden alueissa, joita tutkimusten mukaan oli jäänyt erityisesti päiväntasaajan alueelle muun planeetan oltua umpijäässä. Kallioperän valtava mikrobisto ei sekään piitannut pintaolosuhteiden muutoksista, vaan jatkoi toimintaansa ja kasvuaan aivan kuten ennenkin, mineraaleja ja radioaktiivisen hajoamisen satunnaisia vapaita radikaaleja ravintonaan käyttäen.
On mahdollista, että Maan elämä jopa aiheutti globaalin lumipallovaiheen. Satojen miljoonien vuosien ajan, sinilevät olivat pumpanneet happea Maan ilmakehään tasaisena virtana mutta se oli radikaalina molekyylinä reagoinut välittömästi esimerkiksi raudan kanssa muodostaen meriveteen ruosteeksikin kutsuttua rautaoksidia, joka sitten kerrostui sedimenttien mukana merenpohjaan. Nykyiset rautaesiintymämme ovat siten muinaisten yhteyttäjien toiminnan tulosta. Lopulta vapaa rauta ja muut mineraalit olivat hapettuneet, jolloin happi jäi vapaaksi molekyyliksi ilmakehään ja sen määrä kasvoi nopeasti. Happi on kuitenkin voimakas myrkky anaerobiseen soluhengitykseen tottuneille organismeille, joten sen määrällä oli valtavat seuraukset biosfäärille. Lopulta aitotumalliset organismit, joihin me ihmisetkin kuulumme, oppivat käyttämään reaktiivista happea tehokkaasti osana soluhengityskoneistoaan, mikä osaltaan mahdollisti monisoluisen elämän nousun kambrikaudella. Kaikki liittyy kaikkeen, ja Maan elämä muokkasi jo varhaisista ajoista lähtien planeettamme ilmastoa ja kemiaa aivan kuten geokemialliset ja ilmastolliset reunaehdot vaikuttivat evoluutioon. Vastaavanlaiset vuorovaikutukset ovat takuuvarmoja myös eksoplaneetoilla, joilla elämä vain on saanut alkunsa.
Maan monipuolisella ja vaiherikkaalla geologisella, geokemiallisella ja ilmastollisella historialla on ilmiselviä seurauksia siihen, miten tulkitsemme tulevaisuuden havaintoja eksoplaneetoista, jotka ovat kandidaatteja eläviksi planeetoiksi. Happipitoinen kaasukehä on ehkä yksi selvimmistä kuviteltavissa olevista merkeistä siitä, että kaasukehä on kemiallisessa epätasapainossa, jonka voi saada aikaiseksi vain yhteyttävän elämän toiminta. Hapen puute tai sen vähäinen osuus taas voi tarkoittaa sitä, että yhteyttäviä organismeja ei ole kehittynyt tai että niiden toiminta on jostakin syystä heikkoa tai heikentynyttä — sitä ei voida tulkita minkäänlaiseksi merkiksi planeetan elottomuudesta. Sama pätee muihinkin biomarkkereiksi luokiteltuihin molekyyyleihin, joita saatetaan tulevaisuudessa havaita planeettojen kaasukehissä, jos vain lähitähtien kiviplaneetat ovat kaasukehien peittämiä.
Suorat havainnot puolestaan saattavat paljastaa eksoplaneetan heijastavan likimain kaiken siihen osuvasta tähden valosta, mikä kertoo planeetan pinnan levan kauttaaltaan jonkin heijastavan aineen peitossa. Vesijää on ilmiselvä ja erittäin todennäköinen mahdollisuus, mikä puolestaan saattaa kertoa planeetan olevan jäätynyt valtameriplaneetta tai vain hetkellistä jäätiköitymisvaihetta läpikäyvä maankaltainen, elollinen maailma. Tiedämme jääplaneettojen olevan mahdollisia ja luultavasti yleisiä, koska monet ulkoplaneettakuntamme kuut, kuten vaikkapa Enceladus, ovat jääkuorella varustetun valtameren peittämiä (Kuva 1.). Vesi puolestaan on ulkoplaneettakunnan yleisimpiä planeettojen rakennusmateriaaleja, joten vastaavia maailmoja on suurella varmuudella ainakin miljardeja jo omassa galaksissamme.
Koostumus sekä geokemiallisen ja ilmastollisen kehityksen yksityiskohdat ovat kuitenkin niitä ensiarvoisen oleellisia tekijöitä, jotka määrittävät pienten kivisten eksoplaneettojen elinkelpoisuutta. Toistaiseksi ne ovat juuri ja juuri havainnointikapasiteettimme ulottumattomissa, mutta se tilanne on muuttumassa. Eksoplaneettatutkimus on murroksessa James Webb -avaruusteleskoopin ja muiden lähitulevaisuuden uusien instrumenttien myötä. Ja ensimmäiset suoraan kuvaamalla havaittavat kiviset eksoplaneetat, sellaiset, jotka ovat kandidaatteja eläviksi planeetoiksi, ovat todennäköisesti jään peittämiä. Sellaiset kappaleet kun heijastavat parhaiten tähtensä valoa teleskooppiemme havaittaviksi.
2 kommenttia “Lumivaipan peittämä”
-
Lumivaipasta ja lumisateesta tuli ajatelleeksi, että lumisadehan edellyttää ensin
kosteutta joka sitten yläilmoista palaa takaisin maanpinnalle lumi- tai vesisateena.
Mikäli Maa olisi kokonaan jään peitossa niin mistä sitä kosteutta silloin kertyisi?
Jäätymistä laajalti voinee ollutkin – niin ainakin tutkijat todenneet,
mutta laaja jääpeite vähentänee myös lumikertymää kylmyydessä.-
Olin juuri aikeissa kommentoida samaa, koska tämä on mielestäni asia, joka usein unohdetaan ”lumipallomaasta” puhuttaessa. Koko planeetta ei voi olla lumisateen avulla kasvavaa jäätikköä, vaan jossain on oltava myös alueita joilla tapahtuu veden tai jään nettohaihduntaa. Tämä vaikeuttaa totaalilumipallon aikaansaamista, koska haihtuva jää ei todennäköisesti ole kovin valkoista – joko siksi että sen pintaan rikastuu kaikenlainen pöly tai siksi että se on teräsjäätä johon auringonsäteily uppoaa vähän kuin meriveteen. Mielestäni todennäköistä on että päiväntasaajan meri on ollut ainakin enimmän ajasta ja useimmissa paikoissa sula.
Julkaistiin vuonna 2007 tämän aiheen tiimoilta paperikin, https://journals.plos.org/plosone/article?id=10.1371/journal.pone.0000214 , vaikkakaan ei suoraan tuohon lumipallo/sohjopallo kysymykseen liittyen.
-
Onko paljoakaan väliä tulivatko elämän peruspalikat avaruudesta vai kehittyivätkö ne Maan alkumerissä?
Jos Maailmankaikkeus toimii kokonaisuudessaan kvanttifysiikan aidon satunnaisuuden tavoin, meidän elämämmehän voi olla loputtomien mahdollisuuksien seassa epätodennäköinen vahinko, musta lammas tyhjällä laitumella.