Jos joskus kohtaamme elävän planeetan

14.6.2022 klo 14.37, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Tieteiskirjallisuudessa on leikitelty ajatuksella siitä, että ihmiskunta havaitsisi elävän eksoplaneetan ja vierailisi sen pinnalla. Aluksi ihmiset saapuvat vieraalle planeetalle ja ihmettelevät sen kauneutta ja omituisuutta. Seuraavassa hetkessä materiaalisten rikkauksien haalintaan pyrkivä lajimme ryhtyy kuitenkin rosvoamaan paikallisia luonnon resursseja tuhoisalla tavalla. Seurauksena on tavallisesti kaaos, väkivaltaa, sankaritekoja ja lopussa ihmiset joutuvat luopumaan kolonialistisista aikeistaan — ainakin joksikin aikaa. Vaikka nykyteknologia ei salli läheisten eksoplaneettojen järjestelmiin pääsyä ja astumista niiden pinnalle, teknologinen kehitys voi sen joskus kaukaisessa tulevaisuudessa mahdollistaa. Tarvitaan vain teknologiaa matkustaa relativistisella nopeudella ja pysäyttää matkaajien elintoiminnot pitkän matkan ajaksi, jotta he pääsevät hengissä ja liikaa ikääntymättä perille, mutta periaatteessa fysiikan kompromisseihin suostumatttomat lait mahdollistavat tähtienvälisen matkan.

Oletetaan yhden ihmissukupolven eläessä tehtävän matkan olevan mahdollinen. Todennäköisimmässä skenaariossa ihmiset saapuvat aluksi lähitähteä kiertävälle elävälle planeetalle tutkimaan sen biosfääriä, geologiaa ja ilmastoa. He ovat immuuneja paikan mikrobeille, joiden erilainen biokemia ei edes tunnista ihmisiä eläviksi. Monisoluiset saalistajat saattavat tunnistaa ihmiset saaliiksi heidän liikkumisensa tai tasalämpöisyytensä perusteella mutta avaruusmatkailun mahdollistava teknologia (mukaan lukien valtavan tehokkaat ja monipuoliset aseet) ehkäsee niistä ihmisille koituvat vaarat varsin helposti. Apuna ovat myös huipputekniset suojapuvut ja kypärät, joita tarvitaan joka tapauksessa, koska vieraan planeetan kaasukehä tuskin on ihmisten hengityselimistölle sopiva.

Aluksi ihmiset vain perustavat tutkimusaseman, ottavat näytteitä ja selvittävät uuden maailman ominaisuuksia mutta jos olosuhteet sen sallivat, he asettuvat aloilleen, rakentavat asutuskeskuksia ja kaupunkeja ja valtaavat tilaa tuottaakseen kasvavalle väestölle ravintoa. He ottavat lisää tilaa planeetalta louhiakseen sen kuorikerroksen metalleja ja mineraaleja rakennusaineiksi ja teollisuuden tarpeisiin. Satojen vuosien kuluessa populaatio kasvaa ja yhä suurempi osa planeetan pinnasta otetaan ihmisten käyttöön. Prosesissa syntyy tietenkin konflikteja paikallisen faunan kanssa, mutta olipa se kuinka älykästä hyvänsä, sen tarpeet siirretään nopeasti sivuun ihmisten tarpeiden tieltä. Yksikään paikallinen laji ei voi uhata avaruusteknologian kehittänyttä vieraslajia muutoin kuin hetken verran jossakin hyvin rajatussa paikassa. Kolonialismi tulee väistämättä valmiiksi ja lopulta ihmiset asuttavat koko planeetan. Alkuperäinen luonto saa väistyä muualta paitsi kenties sille erikseen suunnitelluista luonnonpuistoista ja reservaateista, aivan kuten Maassakin.

Kuva 1. Taiteilijan näkemys ensimmäisestä Marsiin rakennetusta ihmisasumuksesta. Kuva: NASA.

Ennen tähtienvälisessä matkailussa onnistumista ja vierailuja lähimmillä eksoplaneetoilla, ensimmäisenä kolonialismin kohteena on Mars (Kuva 1.). Samalla kun hävitämme oman kotiplaneettamme viimeisiä luonnollisia elinympäristöjä, saatamme kyetä rakentamaan keinotekoisia biosfäärejä naapuriplaneetallemme. Jos selviämme Maassa aiheuttamastamme tuhosta ja vältämme sivilisaation romahduksen muuttaessamme ilmastoa ja kutistaessamme biosfäärin murto-osaan siitä, mitä se oli lajimme syntyessä ja kehittyessä, saatamme hyvinkin viedä tapamme ja taipumuksemme muillekin planeetoille. Kuvaan tulevat ensimmäisenä Marsin ja Kuun kaupungit ja teollisuuslaitokset asteroidien malmi- ja mineraalilouhoksilla. Samaan aikaan alkaa teollisen avaruusturismin aikakausi yritysten rakentaessa hotelleja ja lopulta pysyvää asutusta planeettamme kiertoradalle. Hiljalleen avaruusasemia valmistuu Aurinkokuntamme muidenkin kappaleiden kiertoradoille — tutkijat ovat jopa esittäneet mahdollisuuden rakentaa siirtokunta avaruushisseineen kääpiöplaneetta Ceresin kiertoradalle. Vaikka ensimmäiset siirtokunnat rakennetaankin oikeudelliseen tyhjiöön, ne tuskin jäävät vaille omia oikeusjärjestelmiään ja sopimuksia, joilla taataan edes joitakin inhimillisen elämän perusasioita. Dystooppisilta piirteiltä tuskin kuitenkaan voidaan täysin välttyä.

On yksi asia perustaa siirtokunta toiselle oman aurinkokuntamme planeetalle ja kokonaan toinen tehdä siitä omavarainen. Se edellyttäisi toimivan biosfäärikokonaisuuden siirtämistä aluksi avaruusalukseen ja lopulta toisen planeetan pinnalle siten, että sen vuorovaikutukset pitäisivät järjestelmän terveenä, kestävänä ja resistenttinä uusille olosuhteille. Sellaiseen ei olla kyetty vielä edes oman planeettamme pinnalla, jossa hengitysilma, lämpötila, säteilyolosuhteet ja muut kriittiset tekijät ovat suotuisia planeettamme biologisille organismeille, eikä paineistettuja suojakapseleita tarvita tappavassa ympäristössä selviämiseen. Asia saa aivan uudet mittasuhteet, jos ajattelemme toista tähteä kiertävän planeetan kolonisointia. Näköpiirissä olevalla teknologialla, jo lähimmän tähtemme Proxima Centaurin potentiaalisesti elinkelpoisen planeetan valitseminen siirtolaisten uudeksi kodiksi vaatisi vähintään sadan ihmisen populaation lähettämisen tuhansien vuosien matkalle vailla toivoa siitä, että matkaan lähtijät itse koskaan näkisivät määränpäätään.


Käytännössä, kohdatessamme toisen elävän planeetan, ensimmäistä kontaktia vieraaseen elämään ei varmasti synny matkustamalla paikan päälle matkustusprojektin keston ja muiden valtavien vaatimusten vuoksi. Sen sijaan, havaitsemme luultavasti ensimmäiseksi jonkin nestemäistä vettä pinnallaan ylläpitävän planeetan kaasukehässä merkkejä kemiallisesta epätasapainosta, joka viittaa eläviin organismeihin. Sellaisia merkkejä saatettaisiin saada havaittua vaikkapa transmissiospektroskopialla — nykyisin käytössä olevalla menetelmällä, jossa tarkkaillaan miten tähden valo muuttuu sen kulkiessa planeetan kaasukehän läpi ylikulun aikana. Havainnoilla voitaisiin saada vain viitteitä biosfääristä, ja varmojen tulosten esittäminen tässä ensimmäisessä vaiheessa olisi luultavasti hyvin vaikeaa.

Seuraava askel on itse planeetan säteilyspektrin tutkiminen, johon vaaditaan suoraa kuvaamista lähitulevaisuuden maanpäällisillä jättiläisteleskoopeilla tai uusilla avaruusteleskoopeilla. Silloin voisi olla mahdollista havaita kompleksisia molekyylejä planeetan kaasukehästä kertomassa siitä, että pelkät elottomat kemialliset reaktiot eivät riitä selittämään planeetan kaasukehän kemiaa. Tässä vaiheessa tutkijat luultavasti jo itsekin uskaltaisivat arvella julkisuudessa löytäneensä elävän planeetan eivätkä vain planeettaa, jonka olosuhteissa elämän esiintyminen on mahdollista.

Sen jälkeen vuosikymmeniin ei luultavasti tapahtuisi juuri mitään. Planeetasta, sen olosuhteista ja elämästä saataisiin pieniä tiedon murusia jatkuvalla syötöllä mutta elävien organismien itsensä tarkkailuun ei olisi mitään mahdollisuuksia pitkiin aikoihin. Uusia vastaavia planeettoja saattaisi myös löytyä mutta niistä olisi mahdotonta saada sen tarkempaa tietoa. Paras, mihin pystyisimme, olisi mikroskooppisten robottiluotainten ohilentolaivueiden lähettäminen matkaan ja niiden tekemien havaintojen vastaanottaminen, kun luotaimet vuosikymmeniä myöhemmin lähettävät ensimmäiset havaintonsa radiovastaanottimiimme. Se tarkoittaisi tähtienvälisen avaruuden valloittamisen ensiaskelta mutta antaisi suuntaviitat myös tulevaisuudelle. Luultavasti kestää vielä satoja vuosia ennen kuin rohkenemme edes vakavasti harkita ihmisten lähettämistä tähtienväliselle matkalle. Sillä aikaa robottiluotaimemme tutkivat Aurinkokunnan joka kolkan ja suorittavat ensimmäisiä karkeita tutkimuksia myös lähitähtien järjestelmissä aivan kuin ne nyt tekevät esimerkiksi Marsin pinnalla.

Mutta kun ihmissiirtolaisten lähettäminen tähtiin alkaa, tuskin kukaan voi ennustaa mitä siitä seuraa. Se on oman sivilisaatiomme yksi mahdollinen tulevaisuus, jonka saamme itse kirjoittaa haluamallamme tavalla. Ehkäpä tieteiskirjailijat ovat osuneet kuvauksissaan oikeaan. Tai ehkä eivät. On syytä kuitenkin toivoa, että olemme ottaneet opiksi kolonialismin omalla planeetallamme aiheuttamasta tuhosta ja kärsimyksestä, emmekä päädy vain toistamaan historiamme virheitä. Toisaalta, jos historia meille jotain opettaa, niin sen, että emme lajina opi historiastamme yhtään mitään.

3 kommenttia “Jos joskus kohtaamme elävän planeetan”

  1. Lasse Reunanen sanoo:

    Elävälle planeetalle, joka löytyisi ja sellaiseksi todettaisiin – annettaisiin varmaankin erityinen nimi.
    kerroin Teemu Öhmanin blogissa 7.6.2022 kommenttiini, että Ursan Avaruus -sivuston keskustelussa
    ollut Ylen aikamerkistä 20.5.2021 ”Sipilän” täsmennys (nimimerkki mrkat 4.6.2022 / Aikamerkki-kriisi).
    Etsin ensin lehdestä, mutta ei osunut ja nettihaulla TM:n sivulta se löytyi (sekunti radion aikamerkki jäljessä).:
    Kari Salminen kirjoituksesta (Sipilä -haullani); vastaajana oli Ylen mediateknologian päällikkö Olli Seppälä
    (5 sivua tulostettuna).
    Löysin samalla TM 20.4.2022, 08/2022 -lehdestä Pieni kysymys, sivu 75, jossa vastasit:
    Miten eksoplaneetat nimetään? —
    ”Eksoplaneetat nimeää kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAO” —
    Niissä nimeämisissä ”luettelokoodinimellä” aloituskäytäntö b-kirjaimesta…

  2. Lasse Reunanen sanoo:

    Aika massaan ja energiaan liittyvä muutoksen sidos.
    Ihmisten muutoksiin myös ajan sidos, massa ja energia osittain vaikuttaa.
    Havaitsin 1/2021 Ylen radiouutisten yhtenäistyneen;
    Yle Radio 1 ja Radio Suomi, jotka ennen kuuluivat hieman eriaikaisesti.
    Samalla Radio Suomen aikamerkki siirtyi sekunti viiveelle – 6. pitkä piippi sekunti yli tasatuntien.
    Havaintoni tarkan radiotaajuudella päivittyvästä kellostani. Havaintoani kerroin ja tiedustelin edelleen.
    Eilen 3 tuntia julkaisustasi löysin Ylen Olli Sipilän vastauksen Tekniikan Maailman toimitukselle
    (virheellisesti nimi: Seppälä ajan kiireessäni tulostui). TM:n linkkiosoitteet:
    https://tekniikanmaailma.fi
    https://tekniikanmaailma.fi/oletko-huomannut-ylen-ikoninen-aikamerkki-on-jaanyt-sekunnin-jalkeen-tm-selvitti-mista-ilmio-johtuu/
    Eksoplaneetat aikanaan myös löydetty – ajan siirtymien havainnoista tehtyinä.
    Aikaan, energiaan ja massaan liittyvistä muutoksista – eksoplaneettojen mahdollista elämääkin etsitään…
    Käänteisesti ajateltuna vieras sivilisaatio löytänyt Maan – miksikö ei valtaisi Maata?
    Ylivertaisella tietämyksellä ymmärtäisivät rauhoittaa elämää,
    elotonta energiaa maailmankaikkeudessa kaikille riittää.
    Eilinen 17:58 kommenttini korjattuna:
    Elävälle planeetalle, joka löytyisi ja sellaiseksi todettaisiin –
    annettaisiin varmaankin erityinen nimi. Kerroin Teemu Öhmanin
    blogissa 7,.6.2022 kommenttiini, että Ursan Tähdet ja avaruus -sivuston
    keskustelussa ollut Ylen aikamerkistä 20.5.2021 ”Sipilän”
    täsmennys (nimimerkki mrkat 4.6.2022 / Aikamerkki-kriisi).
    Etsin ensin lehdestä, mutta ei osunut ja nettihaulla TM:n
    sivulta se löytyi (sekunti radion aikamerkki jäljessä).
    Kari Salminen kirjoituksesta (Sipilä -haullani): vastaajana Ylen
    mediateknologian päällikkö Olli Sipilä (5 sivua tulostettuna).
    Löysin samalla TM 20.4.2022 08/2022 -lehdestä; Pieni kysymys:
    sivulla 75, josta vastauksestasi; Miten eksoplaneetat nimetään?
    — ”Eksoplaneetat nimeää kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAO” —
    ”luettelonimellä” nimeämisissä aloituskäytäntö b-kirjaimesta aakkostus…

  3. Olen melko varma siitä että ensin ihminen asuttaa aurinkokunnan keinopainovoimallisilla avaruusasumuksilla, käyttäen pienkappaleiden ainetta rakennusmateriaalina. Sen jälkeen ihminen lähettää parven asumuksia hitaalle monisukupolviselle matkalle naapuriaurinkokuntaan, jossa on saatavilla lisää pienkappaleita. Sillä tavalla jatkaen levittäytyy laajemmalle galaksissa. Elinkelpoisia tai eläviä planeettoja saattaa tulla vastaan jossain vaiheessa, mutta ihminen ei tarvitse niitä resurssimielessä mihinkään, koska elinkelpoisten planeettojen pinta-ala on jopa omassakin aurinkokunnassamme paljon pienempi kuin pienkappaleiden materiaalissa piilevä elintilapotentiaali, puhumattakaan galaksista keskimäärin.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Matka tähtitieteen rajamaille

31.5.2022 klo 16.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Jotkut henkilökohtaiset valinnat ovat merkityksellisiä, toiset eivät. Tietämättä lainkaan mitä haluaa tehdä, kun kasvaa isoksi, on yksi mahdollisuus vain viivyttää kaikkia valintoja ja prokrastinoida, sekä mennä sieltä, missä aita on matalin. Kukaan ei onnekseni koskaan vaatinut minua tekemään päätöksiä siitä, minkälaiselle uralle suuntautuisin työelämässä. Kukaan ei edes puhunut työstä, uravalinnoista, tai siitä, miten aikuisiässä lähes jokainen on pakotettu kamppailemaan palkkarengin roolissa henkensä pitimiksi. Olin suojattuna perinteisessä ydinperheessä, jossa minua kannustettiin tekemään juuri sitä, mitä halusin. En vain halunnut ainuttakaan ammattia, koska ei tiennyt ainuttakaan kiinnostavaa työtä. Niinpä menin lukioon muiden mukana tietämättä edes vaihtoehdoista. Samalla luin kaiken kiinnostavan populaaritieteen, mitä käsiini sain pienestä espoolaisesta kirjastosta, joka on epäilemättä nykyajan näköalattomassa ilmapiirissä lakkautettu tai ainakin lakkautusuhan alla.

En tajunnut koskaan edes sitä yhteiskunnallemme normatiivista ajatusmallia, jonka mukaan kaikilla on oltava jonkinlainen ura, jonka vuoksi on uhrattava kaikki ihmiselle luontaisesti tärkeä. En tajunnut, että sen uran tarkoituksena on määrittää ihmisten paikka yhteiskunnassa ja toimia käyntikorttina, joka kertoo ihmisestä kaiken tarpeellisen, mitä hänestä tarvitsee tietää. En tajunnut myöskään rahan tavoittelun roolia pitämässä ihmisiä kurissa, estämässä heitä vaatimasta parempaa yhteiskuntaa. En tajunnut mikä merkitys yleisellä narratiivilla työnteon merkityksestä on siinä, että ihmiset tavoittelevat aina vain suurempia rahallisia palkintoja oman terveytensä kustannuksella kieltäen itseltään jopa mahdollisuuden levätä. Samalla he ampuvat itseään jalkaan, koska kiireiseillä ihmisillä ei ole mahdollisuutta osallistua aktiivisesti yhteiskunnan parantamiseen. He uurastavat aina vain kovemmin saadakseen pienempiä palkintoja. Se kaikki oli minulle samantekevää, koska ajatukset työstä, urasta tai rahan hankkimisesta eivät sopineet päähäni miltään osin. Siihen maailman aikaan 1990-luvulla espoolaiset teinit eivät ajatelleet eivätkä olleet poliittisesti aktiivisia, vaan toteuttivat itseään vailla huolta huomisesta.

Jälkikäteen katsottuna huomaan ymmärtäneeni jotakin isoisäni saatua lunta katolleen ja vaivuttua heikentyneen fyysisen kunnon myötä vanhuuden huomaan. Muistan hänen sanoneen, miten ”sitä tietää tulleensa vanhaksi, kun ei jaksa enää tehdä työtä”. Lausahdus jäi mieleeni, koska siinä oli jotakin minulle vierasta. Aivan kuin työ ja toimeliaisuus olisivat ihmistä määrittäviä tekijöitä, joita vailla sitä on enää pelkkä vaivainen vanhus. Isoisäni oli tietenkin aikansa lapsi ja hänelle työ varmasti olikin ihmiselämää määrittävä tekijä mutta miksi niin pitäisi olla edelleenkin, kun koneemme tekevät tunnissa saman työn, johon ruumiillisen työn tekijältä aiemmin kului kuukausi? Ja ennen kaikkea, miksi työn tulisi kertoa tekijästään?

Niinpä jätin työn ja uran tavoittelun muille ja keskityin muuhun. En kuitenkaan lukio-opintoihin, jotka tuntuivat vaivattomilta ja osaksi epäkiinnostavilta ja onnistuin luovimaan koko koulutusasteen läpi tekemättä juuri mitään opintojeni eteen. Vuonna 1996 kiinnostukseni tähtitieteeseen kuitenkin heräsi täysin odottamattomalla tavalla. Luin Helsingin Sanomien kuukausiliitteen artikkelin juuri havaituista eksoplaneetoista kiertämässä lähitähtiä ja herätin suureksi osaksi vailla kohdetta olleen orastavan kiinnostukseni tieteeseen. Muistan valtaisan pettymyksen tunteen, kun riensin lukemaan lisätietoja eksoplaneetoista huomatakseni vain, että niistä ei kirjoitettu missään. Vasta ensimmäiset planeetat oli havaittu, joten niiden olemassaolo ei ollut varsinaisesti voinut ehtiä yhteenkään oppikirjaan tai populaaritekstiin. Tiedonjanoni sai odottaa juotavaa.


Tiedonjano on hirvittävä peto. Se on ajanut tutkijat tekemään mahdottomasta mahdollista, saanut tutkimusmatkailijat vaarantamaan henkensä matkoillaan maailman ääriin ja pakottanut lukemattomat akateemisen maailman merkkihenkilöt puskemaan läpi harmaan kiven heidän haaliessaan tietoa kiinnostuksensa kohteista. Petoa ei voi kahlita. Se ajaa ennemmin uhrinsa hulluksi kuin kesyyntyy. Ja aina, kun tiedonjanoinen onnistuu oppimaan osittaisen vastauksen tärkeään tieteelliseen kysymykseen, hän saa selville kaksi muuta aivan yhtä tärkeää kysymystä vailla vastausta.

Kuinka monta planeettaa galaksissamme on? Kuinka moni niistä on olosuhteiltaan lauhkea ja miellyttävä kuten Maa? Kuinka monen pinnalla virtaa nestemäinen vesi? Kuinka monen geokemialliset prosessit ovat synnyttäneet eläviä organismeja? Vielä 1990-luvulla emme osanneet antaa minkään tarkkuuden vastausta yhteenkään näistä kysymyksistä. Vaikka ensimmäinen eksoplaneettalöytö olikin tehty jo vuonna 1988, se pysyi verrattaen tuntemattomana, koska vain harva astronomi uskoi löydön olleen oikea. Havaintovirheiden mahdollisuus on tietenkin aina olemassa mutta paradigmaa muuttavan löydön kohdalla on syytä noudattaa erityistä varovaisuutta. Edellinen varmennettu planeettalöytö oli kuitenkin tehty jo yli puoli vuosisataa sitten vuonna 1930, kun Clyde Tombaugh onnistui havaitsemaan ensi kertaa Pluton melkoisen sattuman kautta. Sen jälkeen Peter van de Kampin epäonninen Barnardin tähden saaga vei uskon siihen, että planettoja voitaisiin löytää lisää ja vain harva suostui uhraamaan uransa yrittämällä. Yksi heistä oli Bruce Campbell, joka teki havainnon planeetasta Gamma Cephei A b ja vaikka tulos ei varsinaisesti auttanut häntä urallaan, se kuitenkin auttoi eksoplaneettojen aikakauden alkuun.

Näemme näkymättömän

Taivaan tähdet ovat varmasti omien planeettakuntiensa keskuksia mutta emme voi saavuttaa niistä koskaan minkäänlaista tietoa. Kuka muka kykenisi havaitsemaan pienen kivenmurikan valtaisan, kuumana hehkuvan plasmapallon vierestä, valovuosien päästä meistä? Vaikka varhaiset kopernikaanisen mullistuksen tieteilijät jo ymmärsivätkin taivaan tähtien olevan toisia aurinkoja, he tuskin osasivat visioida keinoja tutkia niitä aikakauden tiedoilla fysiikasta ja erityisesti astrofysiikasta. Giordano Bruno, 1500-luvun italialainen munkki ja taivaan järjestyksestä kiinnostunut filosofi, ainakin omaksui aurinkokeskeisen kosmologisen mallin nopeasti ja esitti muiden taivaan tähtien olevan samanlaisia omien maailmankaikkeuksiensa keskuksia kuin Aurinkokin. Bruno teki yleistyksen yhden ainoan esimerkin perusteella, ja se sattui osumaan oikeaan. Hän valitettavasti suoriutui heikommin muun ajattelunsa kommunikoinnissa ja poltettiin elävältä inkvisition liekeissä kerettiläisyytensä vuoksi. Brunon ajatus jätti kuitenkin jälkensä kirjallisuuteen ja tuleviin tutkijasukupolviin.

Historiallisesti tähdet ovat olleet vain taivaan kiinteitä valopilkkuja, joiden suhteen vaikkapa planeettojen liikettä on kätevää määrittää. Planeetat vaeltavat taivaalla suhteessa kiinteään taustataivaaseen ja sen tähtiin, joten tähdet ja planeetat erotettiin toisistaan jo varhain ihmissivilisaation historiassa. Tähdet loistavat vain valopisteinä — jotkut kirkkaampina, toiset himmeämpinä — ja niistä oli pitkään täysin mahdotonta saada juuri mitään tietoa. Vasta 1800-luvun tieteelliset innovaatiot, kuten spektriviivojen havaitseminen ja valokuvauksen keksiminen, auttoivat selvittämään tähtien saloja.

Planeetat eivät loista valoa, koska niiden sisuksissa energiaa muodostuu vain vähän ja sekin heikoissa prosesseissa, kuten radioaktiivisessa hajoamisessa tai kaasuvaipan aineen differentioitumisessa kerroksiksi. Tähdissä taas keveät vety-ytimet, eli protonit, yhtyvät toisiinsa ja muodostavat heliumiksi kutsutun kokonaisuuden, joka on sen muodostumiseen tarvittavia protoneita keveämpi. Massan erotus muuttuu tähdissä energiaksi suoraan Albert Einsteinin kuuluisimman yhtälön mukaisesti. Ydinfuusioksi kutsuttu prosessi on niin energeettinen, että tähdet on helppoa nähdä jopa kymmenien tai satojen valovuosien etäisyydeltä paljain silmin, vaikka vain osa säteilystä vapautuu näkyvänä valona. Tähden valoa havaitsemalla taas on hyvin vaikeaa saada selville onko sen kiertoradoilla pienempiä planeetoiksi luokiteltavia kappaleita. Tähtitieteilijät kuitenkin keksivät vuosikymmenten saatossa keinoja tutkia planeettojen vaikutusta tähdestä havaintolaitteisiimme saapuvaan valoon.


Turun yliopiston kampukselle vievien portaiden päässä kuuluu kaiuttimesta maailmankaikkeuden taustasäteilyn kohinaa. Tai ainakin kuului. Kiivettyäni ensi kertaa tiedon portaat hämmennyksen ja uteliaisuuden valtaamana, saavuin maailmaan, joka teki vaikutuksen niin viisaudellaan ja osaamisellaan kuin kaoottisuudellaan ja välinpitämättömyydelläänkin. Kaikki tuntuivat olevan kiireisiä akateemisissa puuhissaan, opettaen, oppien tai tutkien. Samalla kukaan ei ollut kiinnostunut yksittäisen opiskelijan suoriutumisesta tai välittänyt siitä saiko hän suoritettua kursseja aikataulun mukaisesti. Vuonna 1998 sellaista aikataulua ei edes ollut — tai ainakaan en ollut aikatauluista tietoinen, koska kukaan ei tullut kertomaan, enkä tietenkään osannut kysyä. Yliopisto tuntui omituiselta, vieraalta maailmalta, johon totuttelu otti aikansa. Oli tarkoitus opiskella, istua luennoilla kuunnellen parrakkaiden setien horinoita ja suorittaa tenttejä saadakseen kurssisuorituksia opintorekisteriin. Se kaikki tuntui hämmentävältä, koska kukaan ei varsinaisesti neuvonut mille kursseille kannattaisi osallistua tai mikä oli tärkeää ja mikä ei. Huomaan ajoittain itsessäni edelleen sen saman hämmennyksen akateemisen maailman kaoottisissa pyörteissä.

Kuva 1. Turun yliopiston päärakennus. Kuva: turku.fi/utu.fi.

Opiskelin lähinnä mitä halusin ja hiljalleen sitten vain luovuin epäkiinnostavista sivuaineista, kuten tietojenkäsittely ja kemia. Fysiikassa en jaksanut perehtyä materiaalitieteeseen tai kvanttioptiikkaan enkä ollut kiinnostunut elektroniikasta tai muustakaan laitteiden rakentamisesta. Minua kiinnostivat matematiikka, tilastolliset data-analyysimenetelmät, eksoplaneetat ja astrobiologia. En kuitenkaan kokenut oppivani kuin vain joitakin hyödyllisenä pitämiäni asioita tilastollisista menetelmistä — aihealue oli hylätty yhteiskuntatieteellisen tiedekunnan huoleksi ja luonnontieteissä oli vaihtoehtona vain käydä yksi kurssi ja oppia loput itse. Kiinnostuin nopeasti aikasarjojen analysoinnista — siinä menetelmäpuolta oli laiminlyöty jo vuosien ajan ja viimeiset edistysaskeleet juonsivat juurensa 1970- ja 80-luvuille. Innovaatioksi riitti soveltaa 1950-luvun ajatuksia ja hyödyntää prosessissa tuoreita edistysaskeleita laskentakapasiteetissa. Niinpä ajauduin, kuin vahingossa, tutkimaan eksoplaneettoja, niiden syntyä ja havaitsemista, sekä ominaisuuksia. Ohjausta ei juurikaan ollut saatavilla mutta se ei estänyt opiskelua, vaan vain työpaikan saannin. Vuosituhannen vaihteessa ja sen jälkeisinä vuosina Suomessa ei ollut ainuttakaan eksoplaneetoista kiinnostunutta tutkijaa. Tai ei ainakaan sellaista, joka olisi tehnyt alalla aktiivisesti tutkimusta.


Muualla oli toisin. Vastaväitelleet, historian painolastia pelkäämättömät nuoret tutkijat olivat koko 1980-luvun pohtineet keinoja tehdä näkymättömästä näkyvää rakentaen havaintoinstrumentteja ja suunnitellen eksoplaneettojen havaitsemista olemassaolevilla teleskoopeilla. Doppler-ilmiöön perustuva spektroskooppinen havaintomenetelmä oli saamassa tuulta purjeisiinsa tutkijoiden kehittäessä tarkempia menetelmiä mitata spektriviivojen paikkoja suhteessa valitsemiinsa mittatikkuihin. Paul Butler käynnisti vuonna 1987 yhdessä Geoffrey Marcyn kanssa Lick-Carnegien eksoplaneettojen havaintoprojektin, joka on pisimpään käynnissä ollut moderni eksoplaneettojen havaintokampanja. Alaa vain haittasivat alkukankeudet, koska valtaosa tähtitieteen tutkijoista piti eksoplaneettojen etsintää ajan hukkana. Harva ajatteli sen olevan mahdollista 1980-luvun lopun havaintolaitteilla.

Taustalla oli perusteeton näkemys Aurinkokunnasta tyypillisenä planeettakuntana. Tähtiä lähellä kiertävien kiviplaneettojen havaitseminen olisi ollut täysin mahdotonta niiden pienen massan vuoksi ja jättiläisplaneettojen havaitseminen olisi vaatinut vuosikymmeniä kestävän havaintokampanjan niiden pitkien kiertoaikojen takia. On tavallaan ymmärrettävää, että tutkijatkin sortuvat tekemään yleistyksiä pohjautuen vain yhteen esimerkkitapaukseen mutta samalla jälkikäteen ilmiselvät ajattelun vääristymät tuntuvat uskomattomilta. Silti, jokaisella tutkijasukupolvella on omat ennakko-oletuksensa, joiden kyseenalaistaminen etenee vain hyvin hitaasti, koska niiden olemassaoloa ei tiedosteta. Kaikeksi onneksi jotkut 1900-luvun alkupuoliskon tähtitieteilijät ymmärsivät yhden esimerkin perusteella tehtyjen ekstrapolointien vaarat. Otto Struve oli yksi heistä todeten, että ei ole mitään syytä olettaa ettei muissa planeettakunnissa olisi massiivisia kaasuplaneettoja kiertoradoilla lähellä tähtiä. Struven syyt spekuloida asialla olivat pragmaattiset — hän ymmärsi Doppler-spektroskopian mahdollistavan jättiläisplaneettojen havainnoinnin vain, jos niiden radat olisivat lyhyitä.

Doppler-spektroskopian ajatus on periaatteeltaan hyvin yksinkertainen. Koska planeettoja oli mahdotonta havaita suoraan niiden himmeyden vuoksi, oli tyydyttävä havaitsemaan planeettojen vaikutusta tähdistä havaintolaitteisiimme saapuvaan valoon. Gravitaatiovoima ja Johannes Keplerin keksimät liikelait tarjosivatkin siihen keinonsa. Tähti ja planeetta nimittäin kiertävät yhteisen massakeskipisteensä ympäri, ja vaikka planeetta on aina massaltaan valtavasti tähteä pienempi, sen vetovoima saa tähdenkin heilahtelemaan mitättömältä tuntuvan määrän avaruudessa. Järjestelmän massakeskipiste on tyypillisesti tähden pinnan sisäpuolella mutta sittenkin heilahtelulla on havaittavia vaikutuksia Christian Dopplerin mukaan nimetyn fysikaalisen ilmiön vuoksi. Doppler havaitsi, että aaltoliikkeen lähteen liikkuessa meitä kohti sen taajuus näyttää kasvavan, kun taas sen liikkuessa meistä pois päin taajuus näyttää pienenevän. Tähtien tapauksessa valo on sellaista aaltoliikettä ja taajuuden muutokset vastaavat säteilyn värin hiuksenhienoja muutoksia sinisemmäksi tai punaisemmaksi. Tarvittiin vain jokin tapa mitata tarkasti tapahtuvia muutoksia planeetan kiertäessä tähteä ja planeetan ominaisuuksien määrittäminen tuli mahdolliseksi.


Vastavalmistuneena maisterina olin vuonna 2004 samanaikaisesti täynnä intoa ja hämmennystä. Mitä minun nyt olisi tarkoitus tehdä? Halusin jatkaa opintojani ja ryhtyä kirjoittamaan väitöskirjaa mutta minkäänlaista tapaa rahoittaa tutkimusta ei ollut näköpiirissä. Pohjimmiltaan kyse oli edelleenkin vain siitä, etten tiennyt mitä haluaisin tehdä, kun kasvan isoksi, joten kieltäydyin ajattelemasta asiaa ja jatkoin opiskelua. Ryhdyin jatko-opiskelijaksi siitäkin huolimatta, että se teki vaikkapa työttömyyskorvauksen saannista mahdotonta tilanteessa, jossa nuorelle tähtitieteilijälle ei ollut olemassa minkäänlaista työpaikkaa ja jatko-opiskelijan katsottiin ”työllistyvän omassa työssään”. Aivan kuin kirjautuminen opiskelijaksi saisi ihmisen elämään pelkällä pyhällä hengellä. En kuitenkaan osannut asettaa tilannetta laajempaan poliittiseen kontekstiinsa, jossa sosiaaliturvajärjestelmästä on tehty väline kontrolloida huono-osaisten ihmisten elämää — se on järjestelmä, jonka ei ole tarkoituskaan antaa vain taloudellista turvaa. Minutkin pakotettiin töihin, joista en nauttinut ja joissa en ollut parhaimmillani. Sain raavittua elantoni satunnaisista opettajan sijaisuuksista ylä- ja toisella asteella ja tarjoamalla rahaa vastaan yksityisopetusta hyväosaisemman väen jälkikasvulle. Opiskelun etenemistä tilanne tietenkin vain hidasti ja vaikeutti.

Olin kaikesta huolimatta jo ollut valtavan onnekas. Olin saanut (likimain) maksuttoman koulutuksen johtaen aina korkeakoulututkintoon ja opiskeluani oli vieläpä tuettu taloudellisesti valtion toimesta. Miljoonilta minua älykkäämmiltä ihmisiltä puuttuu sama mahdollisuus mutta siivosin sen ajatuksen mielestäni kiusallisena maton alle. Kyllähän ihmisen kohtalo on aina hänen omissa käsissään, kun kerran valtavirtapoliitikot niin sanoivat. Paitsi silloin, kun ei ole. Vuoden 2006 puolella tutkimusrahoitusta oli edelleen mahdotonta saada, koska kiinnostukseni aihe oli eksoplaneetat ja niiden havaitseminen — sillä alalla ei Suomessa ollut edelleenkään ainuttakaan ammattitutkijaa, eikä tähtitieteen arvostus varsinaisesti näkynyt muutoinkaan alan resursseissa. Ilman rtutkimusyhmää ja käytännössä jopa ohjausta olin akateemisen maailman heittopussi, itsenäisesti opiskeleva haihattelija, jonka mahdollisuudet uraan tai edes palkkaan olivat haihtuneet ilmaan jo ennen kuin ehdin tavata kiinnostukseni kohteena olevan eksoplaneetan koordinaatteja.

Tilanteeni muuttui, kun sain vihdoin vuoden 2006 syksyllä mahdollisuuden palkalliseen työskentelyyn tutkijana. Se tosin tarkoitti alan vaihtoa — ryhdyin Suomen ympäristökeskuksen tutkijana mallintamaan maaperän hiilikiertoa ja sitä, mitä vaikutuksia sillä on ilmastonmuutokseen. Verrattaen turvallisessa määräaikaisessa palkkatyössä saatoin suorittaa tohtoriopintoni kohtuullisen nopeassa tahdissa loppuun asti ja kirjoitin väitöskirjan valmiiksi alle neljässä vuodessa vapaa-ajallani julkaisemieni kahden tähtitieteen artikkelin turvin. Aiheena oli sovellettu matematiikka ja useasta erilaisesta lähteestä saatujen havaintojen yhdistämisen informaatiosisältö ja koherentti mallintaminen.

Tutkijanurani ei lopultakaan jatkunut ympäristötieteiden parissa kuin vain muutaman tuotteliaan vuoden verran. Olin mukana kirjoittamassa yhteensä noin pariakymmentä tieteellistä artikkelia maaperän hiilen dynamiikasta ja biokemiasta, kun sain mahdollisuuden palata tähtitieteen pariin. Hertfordshiren yliopiston tutkija David Pinfield oli nähnyt kaksi vuonna 2009 eksoplaneetoista ja niiden havaitsemisesta julkaisemaani paperia ja otti minuun yhteyttä mainostaen sitä, miten hänellä oli tarjolla projektirahoitusta eksoplaneettatutkimuksen parissa tehtävään tutkimukseen Englannissa. Hain paikkaa ja allekirjoitin työsopimuksen joulukuussa vuonna 2010. En edes välittänyt siitä, että tohtoriopinnot päättävä väitöstilaisuus oli jäänyt järjestämättä pakatessani laukkuni ja muuttaessani läntisen Euroopan kulttuurin ja tieteen pääkaupungin, Lontoon, pohjoispuolella sijaitsevaan St. Albansin kliseiseen englantilaiseen pikkukaupunkiin.

Eksoplaneetat ja paradigman muutos

Bruce Campbellin ja Gamma Cephei A:n jälkeen, heti seuraavana vuonna 1989, David Lathamin johtama tutkimusryhmä raportoi uudesta mielenkiintoisesta kohteesta kiertämässä tähteä HD 114762. artikkelissaan tutkijat kuvasivat uutta pienimassaista kappaletta ruskeaksi kääpiöksi, koska sen noin 11 Jupiterin minimimassa tarkoitti, että kappale kykeni deuteriumin fuusioon ytimessään melko suurella todennäköisyydellä. Tämä tutkijoiden ”näkymättömäksi kumppaniksi” kutsuma kohde, HD 114762 b, havaittiin Gamma Cephei b:n tapaan Doppler spektroskopialla, joka paljasti sen 84 päivän kiertoajan tähtensä ympäri vastaansanomattomalla tavalla. Kyse oli merkittävästä löydöstä, vaikka olikin täysin mahdotonta sanoa oliko kohde planeetta vai pienimassainen kääpiötähti. Esimerkiksi ruskeita kääpiöitä, tai kandidaatteja sellaisiksi, tunnetttiin tuolloin vain kourallinen, joten minkä tahansa tyypillistä punaista kääpiötähteä pienemmän kappaleen havainto Aurinkokunnan ulkopuolella oli merkittävä. Vaikka kohde vuosikymmeniä myöhemmin paljastui Gaia -avaruusteleskoopin havaintojen myötä juuri punaiseksi kääpiötähdeksi, se herätti 1980-luvulla tähtitieteilijöiden keskuudessa toivoa siitä, että massaltaan planeetoiksi luokiteltavien kappaleiden vetovoimavaikutus olisi mahdollista havaita lähitulevaisuudessa.

Doppler-spektroskopiassa vaikeutena on saada mitattua Dopplerin ilmiöstä aiheutuva tähden näennäisen värin punertuminen tai sinertyminen, kun se liikkuu planeettakuntansa yhteisen massakeskipisteen ympäri. Tarvitaan joitakin tähden valossa tietyillä aalonpituuksilla olevia kiintopisteitä, jotta voimme verrata niiden siirtymää suhteessa laboratoriossa havaittuun spektriin. Kaikeksi onneksi sopivia kiintopisteitä on runsaasti. Tähtien uloimman kaasukehän alkuaineet suodattavat pois ne aallonpituudet, joilla atomit virittyvät korkeampiin energiatiloihin. Silloin näyttää siltä, kuin säteilyspektri olisi tummien viivojen täyttämä. Nämä tummat viivat ovat siis vain aallonpituuksia, joilla havaintolaitteisiimme saapuu vähemmän valoa, joten riittää, kun tarkastellaan viivojen paikan siirtymistä kohti spektrin punaista tai sinistä päätä. Sittenkin tehtävä on hankala — spektriviivojen paikka siirtyy vain joitakin viivan leveyden tuhannesosia, joka on vähemmän kuin havaintolaitteen pikselin koko, joten on havaittava samanaikaisesti satoja viivoja ja laskettava niiden keskimääräistä siirtymää, jolloin saavutetaan havaintoon vaadittava tarkkuus. Oleellista on käytettävän spektrografin erotuskyky, eli se, kuinka monta digitaalikameran pikseliä rekisteröi yksittäisen spektriviivan muodon ja paikan.

Lickin observatorion 3.0 metrin Shane -teleskooppiin asennettiinkin sopiva spektrografi vuonna 1987, kun Butler ja Marcy aloittivat vuosikymmenten mittaisen eksoplaneettojen havaintoprojektinsa. He vertasivat spektriviivojen paikkoja laboratoriossa havaittuihin referenssiviivoihin, jotka tuotettiin jodikaasulla täytetyn suodattimen avulla. Jodi on tarkoitukseen mainio aine esiintyessään molekyylimuodossaan harvana kaasuna. Sen spektrissä on 500 ja 700 nanometrin aallonpituuksien välillä kymmeniätuhansia teräviä spektriviivoja, jotka tarjoavat mainion luonnollisen mitta-asteikon tähtien valon Doppler siirtymän mittaamiseen tarkasti. Jodin ansiosta tutkijat saavuttivat 1990-luvulle tultaessa kyvyn mitata tähtien nopeuden muutoksia hämmästyttävällä 3 m/s tarkkuudella, minkä tiedettiin riittävän eksoplaneettojen vaikutuksen havaitsemiseen. Esimerkiksi Jupiterin vetovoima saa Auringon liikkeen heilahtelemaan amplitudilla 13 m/s, joten Butler ja Marcy tiesivät kykenevänsä havaitsemaan jupiterinkaltaisia kaasujättiläisiä. Enää piti vain odottaa — planeetan rataparametrit voidaan määreittä luotettavasti vasta, kun tähden liikettä on havaittu ainakin yhden ratakierroksen verran. Jupiterin tapauksessa tarvitaan havaintoja yli kymmenen vuoden ajalta.


Englannissa eteeni avautui uusi maailma. Akatemia näyttäytyi edelleen vieraana paikkana mutta avokonttorit, joissa kourallinen vastaväitelleitä tutkijoita näppäili omassa loosissaan omiaan päivästä ja viikosta toiseen tuntui lähinnä huonolta vitsiltä. Olosuhteista huolimatta kirjoitin kolmen vuoden aikana viitisentoista artikkelia erilaisista eksoplaneettoihin liittyvistä aiheista, niiden havaitsemisesta, havaintojen käsittelystä, ja uusista löydöistä. Heti ensi kuukausina julkaisin erään artikkelin, joka herätti merkittävää kansainvälistä huomiota. Omanlaisensa episodi käynnistyi, kun Paul Butlerin pitkäaikainen kollega, Shane -teleskoopin spektrografin suunnittelija ja kokenut tutkija Steven Vogt julkaisi vuoden 2010 lopussa artikkelin uudesta merkittävästä planeettalöydöstä tähden Gliese 581 kiertoradalla. Planeettojen määrän laskeminen tähden kiertoradalla ei kuitenkaan ole alkuunkaan yksinkertaista, joten halusin varmistaa tulosten olevan oikein. Vogt tutkimusryhmineen oli väittänyt planeetan GJ 581 g olevan pieni kiviplaneetta tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä, joten heidän julkaisunsa sai luonnollisesti runsaasti huomiota kautta globaalin mediakentän. Heitin omassa julkaisussani vuoden 2011 alussa planeetan kuvainnollisen jättiläisrekan alle ja kerroin sen olevan puutteellisten havaintojen mallinnuksen aiheuttama artefakti ja siten virhetulkinta.

Sainkin pian sähköpostia Vogtilta, joka oli kiusaantunut tuloksistani mutta vaikuttunut käyttämistäni data-analyysin menetelmistä. Aloitimme yhteistyön jo samana vuonna ja sain runsaasti uusia kontakteja eksoplaneettojen etsijöihin Yhdysvalloista Australiaan ja Chilestä Saksaan. Parasta oli kuitenkin se, että sain pääsyn koko Lick-Carnegie eksoplaneettaprojektin havaintomateriaaliin. Laskentamenetelmien osaaminen kohtasi havaitsemisen asiantuntijuuden. Saatoin vain ilmaista kiinnostukseni joihinkin tiettyihin lähitähtiin, ja hetkessä käsissäni olivat likimain kaikki niistä tehdyt havainnot viimeisen parinkymmenen vuoden ajalta. Näin ensi kertaa useiden planeettojen olemassaolon mutta samalla turhauduin tieteellisen vertaisarvioinnin ongelmien ja rahoitusvaikeuksien suossa. Eksoplaneettatutkimus oli valtavassa nosteessa, ja ala oli yksi kovimpia tutkijoiden välisen kilpailun areenoita. Rahoituksen saaminen oli kiven alla. Kukapa ei haluaisi löytää uusia maailmoja.


Kuultuaan Michel Mayorin ja Didier Quelozin tekemästä havainnosta, planeetasta 51 Pegasi b, jolla herrat ansaitsivat Nobelin palkinnon vuosia myöhemmin, Paul Butler ryhtyi ottamaan välittömästi yhteyttä kollegoihinsa. Hän tarvitsi kaiken laskentakapasiteetin, jokaisen mahdollisen tietokoneen, joka oli saatavilla. Auringonkaltainen lähitähti 51 Pegasi oli ollut myös Lickin observatorion havaintoluettelossa jo vuodesta 1987 ja sen spektrejä oli vuosien saatossa kertynyt jo kymmeniä. Niitä ei vain oltu vielä prosessoitu, koska juuri kukaan ei ollut osannut odottaa, että kuumia Jupitereita voisi olla olemassa. Prosessointi, ja tähden liikkeen laskeminen, taas vaati runsaasti laskennallisia resursseja, joten jokainen tietokone, jonka Butler saisi valjastettua prosessointiin olisi avuksi. Tutkijoiden ajatuksena oli ollut, että havaintoprojektin tarkkuus riitti havaitsemaan jupiterinkaltaisia planeettoja toisten tähtien kiertoradoilla mutta havaintojen prosessoinnilla ei ollut kiire, koska tarvittiin yli kymmenen vuoden havaintojakso, jotta mitään voitaisiin nähdä. Tai niin tutkijat ainakin ajattelivat, koska arvelivat Jupiterin olevan malliesimerkki muita tähtiä kiertävistä havaittavissa olevista planeetoista. Otto Struven spekulaatiot vuosikymmenten takaa olivat unohtuneet tyystin.

Kuva 2. Taiteilijan näkemys eksoplaneetasta 51 Pegasi b. Kuva: ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger.

Paul Butlerin tapauksessa ennakko-oletukset kaasuplaneettojen sijainnista kaukana tähdistään maksoivat luultavasti laajaa huomiota saaneen ensimmäisen varmennetun eksoplaneettalöydön auringonkaltaisen tähden kiertolaisena. Hän ei kuitenkaan omien sanojensa mukaan kokenut pettyneensä kovinkaan voimakkaasti. Lick-Carnegien eksoplaneettaprojekti nimittäin kantoi runsain mitoin hedelmää Butlerin ryhmineen varmennettua nopeassa tahdissa 15 Pegasi b:n havainnon ja raportoitua kourallisen muitakin jättiläisplaneettoja. Nykypäivään mennessä havaintoja on kertynyt jo useita satoja, ja niiden ansiosta eksoplaneettojen aikakausi polkaistiin toden teolla käyntiin 1990-luvun loppupuoliskolla. Nyt havaitsemme jo rutiininomaisesti jupiterinkaltaisia planeettoja lähitähtien kiertolaisina, aivan kuten Butler ja Marcy alkujaan suunnittelivatkin. Luonto vain näytti, että sen tutkiminen tuottaa aina tuloksia, joita on hankalaa tai jopa mahdotonta ennustaa.

Uusi aika

Se hetki, kun onnistuu identifioimaan eksoplaneetan signaalin kohinaisista havainnoista on merkittävä. Kun tilastollinen varmuus signaalista ylittää valitut raja-arvot, ja kun vaihtoehtoiset selitykset onnistutaan eliminoimaan, voidaan ryhtyä tarkastelemaan minkälaista planeettaa signaali vastaa. Voimme laskea planeetan radan ominaisuuksia, sen etäisyyden tähdestään ja kiertoajan, sekä määrittää — riippuen käytetystä havaintomenetelmästä — sen säteen tai massan kaltaisia fysikaalisia parametreja. Tunnemme sen kiertämän tähden ominaisuudet, joten voimme arvioida planeetan radallaan pinnalleen saamaa säteilyvuota ja määrittää sen efektiivisen lämpötilan arvioidaksemme onko sen pinnalla edellytyksiä nestemäisen veden esiintymiselle. Jos tunnemme säteen ja massan, voimme arvioida planeetan koostumusta käyttäen erilaisia fysikaalisia koostumusmalleja. Jos transmissiospektroskooppista dataa on saatavilla, voimme arvioida planeetan kaasukehän ominaisuuksia ja siten fysikaalis-kemiallisia olosuhteita sen pinnalla. Voimme arvioida onko planeetan elinkelpoisuus mahdollista ja voisiko sen olosuhteissa esiintyä eläviä organismeja. Ja kaikki tämä tieto voidaan saada havaitsematta itse planeetasta mitään muuta kuin vain sen epäsuoria vaikutuksia tähdestä havaintolaitteisiimme saapuvaan valoon.

Olemme tavallaan kulkeneet pitkän tien ensimmäisistä planeettalöydöistä muttemme sittenkään ole vielä edenneet kauaksi. Doppler spektroskopia on edelleen tärkeä havaintomenetelmä, joskin ylikulkujen havaitsemiseen soveltuvat avaruusteleskoopit ovat tuottaneet vieläkin enemmän mielenkiintoisia löytöjä. Tarkkailemme kuitenkin edelleen epäsuorasti tähtien liikettä ja käytämme Keplerin satoja vuosia vanhoja liikelakeja saadaksemme selville planeettojen ratojen ominaisuuksia. Olemme nähneet merkkejä lähes kaikkia lähitähtiä kiertävistä planeetoista mutta ne ovat edelleenkin valtaosaltaan vain tähtien havainnoista esiin kaivettua marginaalisen pientä heilahtelua, jonka tulkintana planeetta on mainio selitysmalli. Silti, siihen pienenpieneen heilahteluun pohjautuu jodenkin kiinnostavien lähitähtien tapauksessa jopa satojen tutkimusartikkelien kirjallisuus.


Olen ollut tieteen eturintamassa yli vuosikymmenen. Olen seissyt historian jättiläisten harteilla nähdäkseni aina silloin tällöin hiukan kauemmaksi kuin kukaan muu ennen minua. Olen samaan aikaan kiitollinen saamistani mahdollisuuksista ja pettynyt siihen, miten tiedepolitiikka on rikki. Tieni tieteen eturintamaan ei ole ollut vain mutkikas, vaan se on ollut myös täynnä ylitsepääsemättömiä esteitä, joita resursseista päättävät poliitikot ovat halunneet asettaa hidastamaan nuorten tutkijoiden kapuamista jättiläisten harteille. Minun kokemukseni tietenkin kuvastaa vain yksittäistä tapahtumasarjaa ja anekdoottia, mutta siinäkin näkyvät yhteiskunnalliset rakenteet, joista oleellisin on tapamme rahoittaa tiedettä ja sen tekemistä.

Samalla, kun olen ollut valtavan onnekas pysyttyäni tieteen eturintamassa jo puolitoista vuosikymmentä, tiedostan myös, että en ole vakiinnuttanut asemaani tutkijana siksi, että olisin poikkeuksellisen pätevä, ylivertaisen älykäs tai erinomaisen syvällisesti oppinut. Sellaisilla ominaisuuksilla on vain vähän tekemistä akateemisen uran rakentamisen kanssa. Yksi tärkeimpiä ominaisuuksia on sinnikkyys. Tutkija tai tutkijaksi haluava ei saa lannistua jatkuvista hylkäyksistä ja arvioinneista, köyhyydestä tai sen uhasta, taloudellisesta epävarmuudesta tai edes siitä, että seuraava leipä saattaa löytyä kaukaisesta maasta toiselta mantereelta. Sitäkin tärkeämpää on kuitenkin puhdas tuuri. On saatava tasaisella vauhdilla positiivisia rahoituspäätöksiä akateemisen maailman jatkuvista lottoarvonnoista, joissa päätetään kuka saa tutkimukseensa resursseja ja kuka ei. On onnistuttava tuntemaan läheisesti juuri niitä kokeneempia kollegoita, jotka onnistuvat samoissa arvonnoissa parhaiten. Ja on onnistuttava saamaan merkittäviä positiivisia tutkimustuloksia, joiden hehkuttamiseen voi perustaa seuraavat arvontakuponkinsa, joita rahoitushakemuksiksikin kutsutaan. Tieteen perustusten vahvistaminen ja aiempien tulosten huolellinen varmentaminen ja varmistaminen ei kelpaa riittäväksi meriitiksi huippujulkaisuihin ja siihen ajan haaskaaminen heikentää siksi tulevaisuuden rahoitusmahdollisuuksia merkittävästi. Koko tiedemaailma on rikki.

Tutkijana onnistuminen on alttiina akateemisen maailman puuskittaisille myötä- ja vastatuulille, jotka aiheutuvat viimekädessä vain lyhyttä aikaperspektiiviä hahmottavien poliitikkojen poukkoilevasta resurssien sormeilusta. Toisinaan halutaan päättää poliittisin perustein mikä tiede on tekemisen arvoista, mitä kutsutaan innovaatioita tuottavaksi tutkimuksen keihäänkärjeksi ja resursoidaan avokätisesti, ja mitä heitetään jatkuvasti katuojaan toistuvin stoalaisen tyyneyden sävyttämin resurssileikkauksin ja kasvavin tuotantovaatimuksin. Toisinaan taas halutaan yksioikoisesti syöstä koko akateeminen kenttä kurimukseen viemällä resursseja pois ja vetoamalla sitten yliopistojen autonomiaan siinä, mistä tieteenaloista haluavat karsia. Omille lempialoille toki saatetaan syytää resursseja ja sitten toisella kädellä leikataan hallinnosta ikiaikaisen julkisen sektorin tehostamisen nimissä, pakottaen jopa kovapalkkaiset professorit tekemään sihteerien töitä. On sanomattakin selvää, että tieteentekijöiden parhaimmiston pakottaminen pyörittämään papereita heikentää tieteenteon mahdollisuuksia mutta se on tietenkin tarkoituskin — poliitikot kyllä ymmärtävät mainiosti toimiensa seuraukset.

Voin katsoa taaksepäin ja todeta, että olen kuin ihmeen kaupalla onnistunut väistämään pahimmat karikot ja pitämään pääni pinnalla akateemisen maailman syvissä vesissä. Ainakin toistaiseksi. Mikään ei kuitenkaan takaa, että onneni jatkuisi tulevaisuudessa. Eksoplaneettatutkimus on kuitenkin etenemässä jopa Suomessa. Kevään satoa on yksi uusi maisterin tutkinto eksoplaneettatutkimuksesta ja tuloillaan on luultavasti toinenkin vielä tämän vuoden kuluessa. Seuraava tutkijasukupolvi oppii näkemään näkymättömän ja heidän silmänsä ovat entistäkin tarkemmat. Rahoituksen saaminen taas on edelleenkin likimain mahdotonta, mistä on osoituksena Suomen Akatemialle kirjoittamani hakemuksen täysi pistepotti arvioinnista ja sen jääminen vaille rahoitusta kaikesta huolimatta.

Tiedonjano saa kuitenkin jatkamaan. Haluan edelleenkin tehdä tutkimusta ja olen siinä aivan yhtä innokas kuin luettuani eksoplaneetoista, uusista maailmoista, ensimmäistä kertaa. Raha taas ei minua kiinnosta, se aiheuttaa lähinnä vain harmia mutta yhteiskunnassamme toimimiseen vaaditaan rahallisia resursseja, koska tiedettä ei edelleenkään tehdä pelkällä pyhällä hengellä ja sisäinen motivaatio ei taltuta nälkää tai kata laskuja. Valitettavasti tieteen arvostus poliittisella kentällä näkyy rahallisina resursseina huomattavasti heikommin kuin tyhjänpäiväisissä juhlapuheissa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Kaaoksesta syntyneet

19.5.2022 klo 10.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Synty ja kehitys

Tähdet eivät ole olleet olemassa aina, vaan ne ovat muodostuneet kauan sitten, monet useita miljardeja vuosia sitten, galaksimme kaasusta ja pölystä. Kuten planeettamme jokaisella elävällä organismilla, tähdillä on syntymä, elämä ja kuolema. Kuten elävät solut, tähdet ovat paikallisia entropiaminimeitä, rakenteita, jotka pysyvät maailmankaikkeuden aikajanalla hetken verran kasassa hyödyntämällä sopivaa energiavirtaa. Monet Maapallon elävät organismit hyödyntävät oman suunnilleen viisi miljardia vuotta vanhan tähtemme energiavirtaa ja tuottavat moninaisia muotoja, joiden tarkoituksena on vain lisääntymiskykyisten jälkeläisten tuotanto ja siten geenien selviäminen. Auringolla sellaista tarkoitusta ei ole. Se vain on, muodostaen yhden galaksimme miljardeista saarekkeista, jonka ympärillä voi esiintyä planeettoja, asteroideja ja omituisia evoluutiota kokevia biokemiallisia koneita. Ja kuten Aurinkokin, planeettakuntammekaan ei ole ollut olemassa aina, vaan se on syntynyt kosmisesta pölystä ja kaasusta ja kehittynyt nykyisenlaiseksi kaoottisessa planeettakuntien syntyprosessissa.

Jättiläisplaneettojen hierarkiset radat ja etäisyydet Auringosta eivät ole sattuman tulosta. Aurinkokunnan jättiläisten, Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen, suhteelliset etäisyydet Auringosta noudattavat likiman kokonaislukusarjaa 1, 2, 4, 6. Jos siis Jupiterin etäisyys Auringosta on yksikkönä, on planeetoista kaukaisimman, Neptunuksen, rataetäisyys noin kuusi yksikköä. Planeettojen väliset gravitaatiovuorovaikutukset ovat pyrkineet saattamaan jättiläiset radoille, joilla ne ovat pakkautuneet niin lähelle toisiaan kuin mahdollista mutta kuitenkin riittävän etäälle, jotta järjestelmä pysyy stabiilina. Muulla tavalla asia ei voisi edes olla — jos planeetat olisivat liian lähellä toisiaan, järjestelmä olisi epästabiili ja se olisi hajonnut jo kauan sitten omaan mahdottomuuteensa. Ja uuden tutkimuksen mukaan, epästabiiliuden ajanjakso todellakin mahduu järjestelmämme historiaan.


Jättiläisplaneettojen syntyessä, Aurinkoa ympäröivä protoplanetaarinen kaasusta ja pölystä koostuva kiekkomainen rakenne oli vielä olemassa. Auringon vartuttua tasaisesti säteileväksi plasmapalloksi sen hiukkastuuli kuitenkin puhalsi jäljelle jääneet kiekon rippeet kauas avaruuteen, estäen jättiläisplaneettoja enää kasvamasta. Planeetat kasvoivat kiekon sisällä nykyiseen kokoonsa imuroimalla vetovoimansa avulla protoplanetaarisen kiekon materiaa itseensä mutta kiekon kadottua niiden ympäristö muuttui täysin ja kasvu pysähtyi. Kaasun kadotessa planeettoja hiljalleen sisään päin radoillaan ajava kitkavoima katosi ja ne olivatkin liian lähellä toisiaan, jotta vosivat kitkan puutteessa pysyä stabiileilla radoilla. Alkoi lyhytkestoinen kaaoksen aikakausi, jonka tuloksena oli nykyinen planeettakuntamme.

Kuva 1. Taiteilijan havainnekuva vastasyntyneestä planeettakunnasta, jonka kaasukiekkoa tähtituuli puhaltaa ulospäin paljastaen planeetat. Kuva: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

Mutta protoplanetaarinen kiekko ei kadonnut hetkessä, vaan auringon säteily ja hiukkastuuli yksinkertaisesti työnsivät sen sisäreunaa hiljalleen ulospäin. Jupiter jäi paikalleen reunan paettua sen radan ulkopuolelle mutta vaikutus Saturnukseen oli merkittävämpi. Saturnus ryhtyi vaikuttamaan vetovoimallaan jääjättiläisiin Uranukseen ja Neptunukseen. Jääjättiläisten radat puolestaan muuttuivat kaoottisiksi — ne sinkoutuivat vuoroin ulommas ja palasivat vuoroin sisemmäs kiekon kitkavoiman hidastaessa niiden liikettä. Lopputuloksena oli nykyisin havaitsemamme laaja ulkoplaneettojen järjestelmä, joka nousi tiukemmin pakatun mutta epästabiilin järjestyksen tuhkasta. On mahdollista, että joukossa oli vielä kolmaskin, järjestelmästämme kaaoksen keskellä poistunut jääjättiläinen, joka sattui saamaan Saturnukselta ja Jupiterilta niin paljon liike-energiaa, että poistui joko koko Aurinkokunnasta tai päätyi sen kylmiin ja pimeisiin ulko-osiin havaintolaiteidemme ulottumattomiin. Se on ainakin tietokonesimulaatioiden perusteella havaittuihin planeettojen ratoihin sopiva hypoteesi (Kuva 2.).

Kuva 2. Ulkoplaneettojen ratojen isoakselien kehitys ja viidennen kaasuplaneetan sinkoutumien pois Aurinkokunnasta. Huomionarvoista on, miten Neptunus päätyy nykysen paikkansa tietämille ulospäin siirtyvän protoplanetaarisen kiekon mukana (musta katkoviiva). Kaoottiset radanvaihtelut vaikuttavat kaikkiien planeettoihin kiekon haihduttua. Kuva: Liu et al.

Uusille radoille kaoottisten vuorovaikutusten myötä vaeltelevilla jättiläisplaneetoilla on merkittäviä vaikutuksia samaan aikaan vasta muodostumassa olevaan sisäplaneettakuntaan. Hitaammin muodostuvia pienempiä planeettoja ei vielä ole nykyisessä muodossaan, vaan Jupiterin radan sisäpuolella on satoja pienempiä protoplaneettoja, joiden törmätessä toisiinsa varsinaiset planeetat saavat alkunsa. Se etäisyys, jolle Jupiter ja Saturnus kaottisten radanvaihteluiden vaimennuttua asettuvat, määrittää sen, kuinka etäällä tähdestä kiviplaneettoja voi olla. Liian lähellä Jupiteria ei ole stabiileja ratoja, vaan Jupiterin vetovoima siivoaa pienemmät kappaleet nopeassa tahdissa pois radoiltaan (Kuva 3.). Marskin päätyi lähinnä satunnaiseksi pikkukappaleeksi, joka ei ehtinyt saavuttamaan edes Maapallon kokoa Jupiterin häiritessä sen muodostumista.

Kuva 3. Protoplaneettojen kasautuminen sisäplaneetoiksi protoplanetaarisen kaasukiekon haihduttua. Ympyröiden koko vastaa planettojen kappaleiden massaa mutta jättiläisplaneetat eivät ole oikeassa mittasuhteessa pienempiin kappaleisiin, vaan vain toisiinsa. Punainen ympyrä vastaa Marsiksi muovautunutta protoplaneettaa. Kuva: Clement et al.

Mutta Jupiter vaikutti toisellakin tapaa. Sen vetovoima muovasi pienempien kappaleiden ratoja niin voimakkaasti, että muodostuviin planeettoihin päätyi materiaa eri etäisyyksiltä alkuperäistä protoplanetaarista kiekkoa. Eri etäisyyksillä taas kiekko on erilaisissa lämpötiloissa, mikä johtaa siihen, että erilaiset aineet ovat pölyhiukkasina muodostamassa protoplaneettojen siemeniä. Aivan lähimpänä Aurinkoa vain metallit ovat kiinteänä aineena, kun taas hiukan kauempana erilaiset silikaatit muodostavat valtaosan pölystä. Noin kolmen AU:n etäisyydellä sijaitsevan ”lumirajan” takana taas vesi on ylivoimaisesti yleisin kiinteän aineen komponentti ja kauempana muodostuvista protoplaneetoista tuleekin pääsääntöisesti likaisia lumipalloja — kappaleita, joiden koostumuksesta valtaosa on vesijäätä. Valtaosa Aurinkokunnan kääpiö- ja sekundäärisistä planeetoista sekä pienemmistä kuista koostuu valtaosaltaan jäästä. Sekoittuminen oli apuna tuottamassa erilaiset kiviplaneetat monipuolisine geologisine piirteineen ja ominaisuuksineen.

Tuloksista on lisäksi seurauksena yksi mielenkiintoinen hypoteesi. Luonnollinen, protoplanetaarisen kertymäkiekon haihtumisen aiheuttama kaoottinen vaihe Aurinkokunnan historiassa selittäisi mainiosti jonkin supermaapallon kokoluokkaan kuuluvan planeetan poistumisen Aurinkokunnan ulko-osiin, jossa ne eivät voi luonnollisin prosessein muodostua aineen liian pienen määrän ja tiheyden vuoksi. Jos Aurinkokunnan kaasuplaneettojen nykyisiä ratoja selittää parhaiten malli, jossa ulkoplaneettoja oli alkujaan viisi mutta yksi poistui kaoottisten vetovoimavaikutusten vuoksi kauemmaksi (Kuva 2.), on luonnollista kysyä poistuiko kappale kokonaan Auringon vetovoimakentästä vai jäikö se kaukaiselle radalle kiertämään Aurinkoa? Hypoteettinen planeetta 9, jonka olemassaolo on postuloitu joidenkin kaukaisten kappaleiden rata-anomalioiden perusteella, ja josta saattaa olla jopa suoraa havaintoaineistoa, olisi voinut olla alkujaan vain yksi Aurinkokunnan jääjättiläisistä, joka sattui poistumaan järjestelmän ulko-osiin.

Planeetta 9 on hypoteettinen kappale, jonka olemassaolo on kaikkea muuta kuin varmaa. Kuitenkin, näyttää siltä, että sen olemassaolo kaukaisella radalla on sopusoinnussa Aurinkokunnan muodostumishistorian kanssa. On siten hyvinkin mahdollista, että tulevaisuuden tehokkaammat havaintolaitteet onnistuvat saamaan suoria havaintoja Maata suuremmasta planeetasta. Varmaa se ei kuitenkaan ole, kuten tiedämme tieteen historiasta ja sen yllätyksellisyydestä uusien havaintojen tullessa saataville.

3 kommenttia “Kaaoksesta syntyneet”

  1. Erkki Tietäväinen sanoo:

    Olisiko seuraavassa, nykytiedon perusteella kerettiläiseltä kuulostavassa planeettojen syntyprosessissa mitään järkeä:

    Auringon ympärille syntynyt kaasu- ja pölykiekko oli aluksi melkolailla tasalaatuinen ja kapea. Siinä oli mukana raskaita alkuaineita, pölyä ja kaasuja. Ensin syntyivät sisäplaneetat. Niihin kasaantui protoplanetaarisen kiekon raskaimmat ainesosat ja niistä tuli sen vuoksi kiviplaneettoja. Samalla jäljelle jäänyt kiekko muuttui lähinnä kaasuja sisältäväksi.

    Auringon tähtituulen jatkaessa puhallustaan sitä lähempänä olleen kiekon rakennusaineet loppuivat nopeammin kuin kauempana sijainneessa avaruudessa olevan kiekon aineet. Niinpä kiviplaneettojen koko kasvoi etäisyyden lisääntyessä tarjolla olleen materian riittävyyden myötä. Miksi Mars on pienempi kuin Maa vaatisi lisäpohdintaa. Eräs syy voisi olla Jupiterin vaikutus niin kuin blogissa mainitaan. Mutta olisiko mahdollista, että Maa ja Mars ovat jossain kaoottisessa vaiheessa vaihtaneet paikkaa?

    Merkurius, Venus, Maa ja Mars käyttivät kiviplaneettojen tarvitsemat raskaat rakennuspalikat. Kun tähtituuli jatkoi kaasumaisemmaksi muodostuneen kiekon työntämistä kauemmas, jäljellle jääneestä aineesta muodostuivat kaasu- ja jääjättiläiset.

    1. Mikko Tuomi sanoo:

      Tuollainen tapahtumien kulku ei ole mahdollinen. Helpoiten ja nopeimmin syntyvät planeetat siellä, missä on eniten ainetta. Eniten ainetta taas on noin 3 AU:n ”lumirajan” ulkopuolella, missä vesijää on kiinteänä aineksena. Siellä syntyvät aluksi muutaman Maan massan suuruiset kaasuplaneettojen ytimet, kunnes ne ryhtyvät keräämään kaasuvaippaa itsellensä. Vasta huomattavasti sen jälkeen kiviplaneetat sisäplaneettakunnassa saavuttavat nykyisen kokonsa, koska sisemmällä ainesta on paljon vähemmän. Ja kun sisäplaneetat syntyvät, tähti on jo syttynyt loistamaan kunnolla puhaltaen kaiken ylimääräisen kaasun tiehensä.

  2. Olen joskus miettinyt Merkuriuksen ytimen suurta kokoa ja sen selitykseksi seuraavaa skenaariota. Proto-Merkurius törmäsi proto-Venukseen, mutta toisin kuin Maa-Kuu -tapauksessa Merkurius menetti vaippansa mutta ydin pysyi ehjänä ja jäi kiertämään Venusta samoin kuin Maan Kuu. Sitten vuorovesivoima loitonsi Merkuriusta samoin kuin Maa-Kuu -tapauksessa mutta paljon nopeammin koska Venuksella on paksu ilmakehä jonne syntyy voimakas vuorovesiaalto. Prosessissa Venuksen pyöriminen hidastui ja Merkurius loitontui, kunnes se karkasi ja muuttui itsenäiseksi planeetaksi. Mutta sitä en tiedä miten Merkuriuksen rata olisi sen jälkeen pienentynyt nykyiselleen. Skenaario pyrkisi siis selittämään Merkuriuksen suuren ytimen/ohuen vaipan ja Venuksen hitaan pyörimisen.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Gaia planeettajahdissa

3.5.2022 klo 10.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

James Webb -avaruusteleskooppi on jättänyt mediassa viime aikoina varjoonsa muut tuoreet tähtitieteen kehitysaskeleet. Kyseessä on tietenkin merkittävä havaintoinstrumentti mutta muitakin mainioita havaintolaitteita on ammuttu viime vuosina taivaalle ja niiden tuottamat havainnot ovat niin ikään mullistaneet käsityksemme lähitähdistä ja niiden planeettakunnista. TESS -avaruusteleskooppi on esimerkiksi havainnut lähes 5000 uutta eksoplaneettaa, joista valtaosa on edelleen varmentamatta ja sen havaintojen pohjalta on kirjoitettu jo lähes tuhat tieteellistä artikkelia. Mutta tähtitiedettä on palvellut vieläkin paremmin eräs hiukan tuntemattomammaksi jäänyt, Lagrangen toisessa pisteessä JWST:n seurana Aurinkoa kiertävä Gaia -satelliitti. On vain sopivaa, että Gaia tervehti kumppanikseen saapunutta JWST -instrumenttia ottamalla tästä kuvan (Kuva 1.).

Kuva 1. Gaia -satelliitin ottama kuva JWST -instrumentista sen saavuttua Gaian seuraksi L2 -pisteen lähettyville. Kuva: ESA/Gaia/DPAC; CC BY-SA 3.0 IGO

Gaia on tuottanut aivan valtavasti perustavanlaatuista dataa Auringon kosmisesta lähinaapurustosta ja galaksimme kotinurkkauksesta. Sen havaintokampanja on yksinkertainen: Gaia kartoittaa useaan kertaan koko taivaan kaikki riittävän kirkkaat tähdet ja havaitsee niitä kourallisella erilaisia suodattimia. Se osaa kartoittaa tähtien tarkat paikat taivaalla ja selvittää niiden värit, joiden perusteella voidaan arvioida tähtien tyyppejä ja fysikaalisia ominaisuuksia. Lisäksi, paikkahavainnot tehdään useaan kertaan, joten on mahdollista selvittää tähtien liikkeet havaintokampanjan kuluessa. Kun havaintoja toistetaan puolen vuoden välein, Maan ja Gaia -satelliitin ollessa radallaan eri puolilla Aurinkoa, pääsemme näkemään tähtien parallaksin, eli paikan suhteellisen muutoksen verrattuna kaukaisiin taustataivaan tähtiin. Silloin saadaan kolmiomittauksen keinoin selville myös niiden etäisyydet. Gaia tuottaa siis kolmiulotteisen kartan Auringon lähinaapuruston tähdistä, mitaten verrattaen tarkasti jopa miljardin tähden paikat ja liikkeet omassa galaksimme nurkkauksessa.

Mutta Gaiakin voi nähdä planeettoja kiertämässä lähitähtiä. Toistaessaan tähtien paikkamittaukset noin 70 kertaa, Gaia voi antaa tietoa niiden heilahtelusta taivaalla johtuen jättiläisplaneettojen vetovoimavaikutuksesta. Menetelmää kutsutaan astrometriseksi menetelmäksi, ja se on ensimmäinen havaintotekniikka, jolla eksoplaneettojen havaitsemista koetettiin jo 1900-luvun alkupuoliskolla. Tuolloiset instrumentit olivat kuitenkin tarkkuudeltaan liian vaatimattomia ja eksoplaneettojen havaitseminen sai odottaa muiden tekniikoiden esiinmarssia. Mutta Gaia -avaruusteleskooppi on tekemässä myös astrometrisistä planeettahavainnoista arkipäivää. Gaian havainnoista on odotettavissa tuhansia uusia eksoplaneettoja ja useiden tunnettujen lähiplaneettojen varmennuksia, kun teleskoopin data saadaan prosessoitua ja julkaistua tutkijoiden tarkasteltavaksi (Kuva 2.). Astrometrinen menetelmä on parhaimmillaan keveiden lähitähtien massiivisten planeettojen havainnoinnissa mutta luvassa on todennäköisesti myös yllätyksiä, kun havaintojen käytännön tarkkuus selviää lähitulevaisuudessa.

Kuva 2. 10 parsekin projektio Auringon lähiympäristöstä galaksin tasossa. Kuvassa näkyvät kaikki tunnetut lähitähdet ja niitä kiertävät, tunnetut planeetat. Kuva: Reyle et al.

Esimakua Gaian kyvyistä on kuitenkin jo saatu edellisten kahden havaintojen julkaisun myötä. Tajusimme muutama vuosi sitten, että Gaian havaittua tähtien paikkoja kahteen kertaan, ja määritettyä ensimmäistä kertaan kaikkien lähitähtien ominaisliikkeet ennätyksellisen tarkasti, tuli mahdolliseksi verrata saatuja ominaisliikkeitä aiempiin Hipparcos -satelliitin havaitsemiin arvoihin. Poikkeamat näiden kahden arvon välillä tarkoittavat sitä, että tähden liike on muuttunut, eli tähti on kokenut kiihtyvyyttä. Sellaista voisi aiheuttaa vain tähtikumppanin tai massiivisen planeetan vetovoima, joten pääsimme jo varhain tarkastelemaan olisiko minkään lähitähden liikkeessä havaittavissa olevaa kiihtyvyyttä. Ensimmäiset tulokset paljastivatkin jupiterinkaltaisen planeetan kiertämässä läheistä auringonkaltaista tähteä nimeltään Epsilon Indi, ja yhdistäessämme havainnot radiaalinopeusmenetelmällä havaittuun liikkeeseen onnistuimme määrittämään tähteä kiertävän jättiläisplaneetan radan muodon ja orientaation avaruudessa.

Epsilon Indi b on runsaat kolme kertaa Jupiterin kokoinen massaltaan ja kiertää tähden 45 vuodessa mutta pelkkä planeetan vetovoiman aiheuttama tähden liikkeen muutos riitti määrittämään sen radan ominaisuudet ja massan. Kyseessä on lähin tunnettu jupiterinkaltainen jättiläisplaneetta ja se sijaitsee vain noin 12 valovuoden päässä Aurinkokunnasta. Epsilon Indi voi siis tarjota lähimmän esimerkin hierarkisesta planeettakunnasta auringonkaltaisen tähden ympärillä. Sellaisen, jossa ulompana on kaasujättiläinen tai jopa useampia ja sisempänä kivisiä maailmoja — ehkäpä jokin tai jotkut niistä ovat tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä.

Lähiplaneetoista ainakin Proxima c, lähimmän tähtijärjestelmämme Proxima Centaurin viileä supermaapallo, on mahdollista varmentaa Gaian havainnoista. Sen olemassaolosta on saatu viitteitä peräti kolmella menetelmällä — radiaalinopeushavainnoista, Hubble -avaruustelekoopin astrometriasta ja suoralla kuvaamisella mutta planeetan olemassaolo on edelleen aavistuksen verran kyseenalaista. Gaian havainnoista planeetan olemassaolo voidaan varmistaa täysin riippumatta muilla menetelmillä saaduista tuloksista. Havaintoja päästään tarkastelemaan kesäkuussa, joten loppuvuodeksi on tiedossa paljon mielenkiintoisia tietoja lähitähtien planeettakunnista, kun tähtitieteilijät pääsevät asettamaan saatuja uusia havaintoja tähtitieteelliseen kontekstiinsa ja vertaamaan niitä tunnettuihin tietoihin lähitähtiä kiertävistä planeetoista.

Vaikka onkin mahdotonta sanoa ennakkoon mitkä planeettakandidaatit saavat varmennuksen ja mitkä osoittautuvat vaikkapa ruskeiksi kääpiöksi tai jopa kokonaan virhehavainnoiksi, se on kuitenkin varmaa, että ikivanha menetelmä, astrometria, nousee vihdoinkin tuottavuudessaan ja kiinnostavuudessaan muiden merkittävien eksoplaneettojen havaintotekniikoiden rinnalle. Pääsemme tutkimaan tarkemmin Auringon lähinaapuruston jättiläisplaneettojen populaatiota. Vaikka näitä planeettoja onkin havaittu runsaasti radiaalinopeusmenetelmällä, astrometristen havaintojen avulla saadaan vihdoinkin määritettyä niiden ratojen orientaatiot avaruudessa ja samalla tarkat massat, ei vain massan alarajaa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Suojeletko meitä, Jupiter?

21.4.2022 klo 10.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat

Jos tarkkailemme planeettakuntaamme tieteelliseen objektiivisuuteen pyrkien, unohtaen hetkeksi, että kyseessä on oma kehtomme ja kotimme, havaitsemme nopeasti Jupiterin olevan yksi järjestelmäämme hallitsevista voimista. Aurinko on tietenkin planeettakuntamme keskus ja sisältää 99.9% Aurinkokunnan kaikesta massasta. Aurinko myös kontrolloi Aurinkokunnan koostumusta. Jopa se, kuuluuko jokin kappale Aurinkokuntaan, selviää tarkastelemalla onko kappaleen liike-energia riittävän matalalla tasolla pysymään Auringon muodostaman gravitaatiokaivon reunojen sisäpuolella. Samoin Aurinko vaikuttaa kaikkiin muihin kappaleisiin kokonaisella spektrillä säteilyä ja pommittaa lisäksi kaikkia kiertolaisiaan hiukkastuulella. Mutta Jupiterin merkittävyys tulee mainiosti esiin huomaamalla, että sen liike Auringon ympäri muodostaa noin 70% Aurinkokunnan pyörimismäärästä. Ensimmäisen asteen approksimaatio Aurinkokunnasta on siis massiivinen Aurinko, jota kiertää radallaan Jupiter. Kaikki muu tarjoaa vain vaatimatonta taustakohinaa suhteessa tähän kokonaiskuvaan.

Jupiterin rooli näkyy parhaiten siinä, miten sen vetovoima paimentaa lukemattomia Aurinkokunnan pikkukappaleita. Mars jäi luultavasti kooltaan pieneksi Jupiterin voimakkaan vetovoiman häiritsevän vaikutuksen vuoksi ja Marsin ja Jupiterin ratojen väliselle alueelle ei koskaan muodostunut kääpiöplaneetta Ceresiä suurempia kappaleita juuri Jupiterin vetovoimavaikutuksen vuoksi. Tunnusomaisinta Jupiterin vetovoimavaikutukselle on kuitenkin planeetan ympärilleen keräämien troijalaisten asteroidien kokoelma. Sen lukuisat asteroidit on vangittu kiertämään Jupiterin ja Auringon muodostaman kahden kappaleen järjestelmän lagrangen pisteiksi kutsuttuja alueita, joissa Jupiterin ja Auringon vetovoimat ovat suunnilleen tasapainossa. Asteroidit kiertävät pisteitä Jupiterin radan kohdalla siten, että ne liikkuvat joko 60 astetta Jupiterin edellä tai perässä, muodostaen kaksi lähes stabiilien seuralaisasteroidien parvea (Kuva 1.).

Kuva 1. Animaatio Jupiterin troijalaisista asteroideista (vihreä) ja joukosta muita asteroideja, joiden liikettä Jupiter radallaan hallitsee (punainen). Kuva: P. Scheirich.

Jupiterin vetovoima on niin suurta, että se kykenee vaikuttamaan merkittävästi koko Aurinkokuntaan. Mutta vaikutus on satunnaista. Jupiter vain muuttaa vetovoimansa avulla lähelleen saapuvien kappaleiden ratoja, jolloin niiden kiertoradat Auringon ympäri saattavat aikojen saatossa kokea suuriakin muutoksia. Dramaattisimmillaan kappaleet päätyvät törmäyskurssille muiden Aurinkokunnan kappaleiden kanssa mutta siinäkin Jupiter on omaa luokkaansa. Suurimpana Aurinkokunnan kiertolaisena Jupiteriin törmääminen on kaikkein todennäköisintä. Siitä esimerkki nähtiin hiljattain, kun Jupiterin pintaan törmäsi pieni asteroidi tai komeetta (Kuva 2.). Maan väreilevän ilmakehän läpi epätarkoilla laitteilla otetut kuvat eivät ole kovinkaan näyttäviä mutta Jupiterin jatkuva monitorointi on mahdotonta suurilla teleskoopeilla, ja ainoa havainto osumasta tehtiinkin brasilialaisen tähtiharrastajan pienellä kaukoputkella.

Kuva 2. Jupiterin pinnalla havaittu vaalea kosmisen törmäyksen aiheuttama välähdys syyskuun 13. päivä, 2021. Kuva: J.L. Peirera, M. Delcroix.

Muinaisessa historiassa, kun Aurinkokunta oli vielä nuori, se oli täynnä kaikenkokoisia kappaleita protoplaneetoista aina pienen pieniin pölyhiukkasiin asti. Tuolloin yksi protoplaneetoista, oman planetaarisen maailmamme esiaste, joutui tuhoisaan törmäykseen suunnilleen marsinkokoisen toisen protoplaneetan kanssa. Koko planettamme kuumeni hehkuvaksi tulipalloksi ja valtava määrä materiaa sinkoutui kiertoradalle jäähtyen myöhemmin ja muodostaen Kuun. Aurinkokunnan alkuajat olivat väkivaltaisten törmäysten aikaa. Siitä muistuttavat edelleenkin Kuun ja monen muunkin Aurinkokunnan kappaleen lukemattomat törmäyskraaterit. Myöhemmin planeettakuntamme rauhoittui ja siinä Jupiterin vetovoimalla on luultavasti ollut merkittävä rooli. Jupiter nimittäin häiritsee pienten kappaleiden ratoja jatkuvasti ja tavallaan siivoaa ne vuosimiljoonien kuluessa pois sisemmän Aurinkokunnan välittömästä läheisyydestä. Kaukaisessa historiassa Jupiterin vetovoimavaikutus vähensi niiden kappaleiden määrää, jotka saattaisivat osua Maahan sen vastasyntyneelle elämälle tuhoisin seurauksin. Vaikka Maahan onkin saatttanut törmätä useitakin energialtaan planeetan sterilointiin kykeneviä kappaleita, niiden määrä ja siten törmäysten frekvenssi ovat laskeneet Jupiterin ansiosta merkittävästi.

Jupiter ei kuitenkaan välitä Maasta tai sen elämästä eikä ole missään aikeissa sen enempää suojella Maan elämää kuin tuhotakaan sitä. Luonnonlait, joista Jupiter on syntynyt ja joita sen liike noudattaa, vain ovat, ja ne eivät ole kiinnostuneita ihmiskunnan tai Maan biosfäärin olemassaolosta tuon taivaallista. Jupiter muuttaa edelleen lähelleen saapuvien kappaleiden ratoja muttei välttämättä meidän onneksemme. Riittää, että se vaikuttaa johonkin Maan lähelle saapuvaan pieneen asteroidiin vain hiukan, ja planeettaamme kohtaa valtaisa tuho asteroidin sattuessa osumaan planeettamme reitille avaruudessa. Vaikka asteroiditörmäyksen aiheuttama uhka on pieni, se on kuitenkin hyvin todellinen, koska Maan radan ympäristössä on runsaasti pieniä asteroideja, jotka kiertävät Aurinkoa moninaisilla radoillaan (Kuva 3.). Jupiter voi vetovoimineen toimia niin hyvässä kuin pahassakin, suistaen törmäyskurssilla olevat kappaleet sivuun tai lähiohituksia tekevät siirtymään kohtalokkaalle radalle. Onneksemme Maa on kuitenkin niin pieni maalitaulu, ettei tuhannenkaan asteroidin voida katsoa olevan kovinkaan potentiaalinen uhka.

Kuva 3. Maan radan lähiympäristön tunnettujen potentiaalisesti vaarallisten, yli 140 metristen asteroidien radat. Kuva: NASA, JPL-Caltech.

Aurinkokunnan ulko-osista voi ajoittain saapua uusia uhkia. Komeetat vierailevat säännöllisesti sisemmässä Aurinkokunnassa ja ohittaessaa Jupiteria niidenkin radat saattavat muuttua merkittävästi. Mutta planeettakuntamme ulko-osissa saattaa piillä muitakin vaaroja. Joidenkin kaukaisten kappaleiden rata-anomalioiden selittämiseksi on postuloitu jopa yhdeksäs planeetta, joka kiertää Aurinkoa niin kaukana, ettei siitä ole vielä saatu suoria havaintoja. Se saattaisi vetovoimansa avulla heilauttaa kaukaisen Oortin pilven komeettoja radoille kohti sisempää Aurinkokuntaa potentiaalisesti tuhoisin seurauksin. Planeetan olemassaoloa ei kuitenkaan ole kyetty varmistamaan ja kourallinen pienempiä kappaleita kaukana Auringosta on voinut päätyä oudoille radoilleen muistakin syistä.

Jupiter ei tietenkään varsinaisesti suojele meitä edes Oortin pilven komeetoilta. Se voi vain muuttaa niiden ratoja satunnaisesti, lähiohitusten myötä. Jupiterin suojeleva vaikutus on siis sidonnaista aikakauteen. Meidän näkökulmastamme, se suisti lukemattomia kappaleita radoiltaan Aurinkokunnan nuoruudessa, jotta ne eivät enää olisi aiheuttamassa planeettoja steriloivia törmäyksiä nyt, kun monisoluinen elämä on saanut jalansijan planeetallamme. Uhka ei kuitenkaan ole väistynyt täysin. Katastrofien varoitussignaaleina toimivat Jupiterin itsensä kaasumaiseen pintaan iskeytyvät satunnaiset asteroidit ja komeetat, kuten juuri havaittu pikkukappale (Kuva 2.).

2 kommenttia “Suojeletko meitä, Jupiter?”

  1. Cargo sanoo:

    Mahtaakohan Aurinkokunta kulkea jaksollisesti jonkin galaktisen asteroidialueen läpi, jolloin maapallon elämän täystuho olisi varmaa tietyin väliajoin? Tai voisiko Aurinko aiheuttaa jonkin säännöllisesti toistuvan superjääkauden, mikä myös laittaisi elämän maapallolla uusiksi?

    1. Mikko Tuomi sanoo:

      Tällaisia jaksollisuuksia on aina ajoittain ehdotettu mutta mitään kiistattomia sellaisesta ei ole. Yksi mahdollisuus kuitenkin on se, että Aurinko heilahtelee vuoroin galaktisen tason ala- ja yläpuolelle, jolloin se ohittaessaan tason kokee todennäköisemmin muiden tähtien lähiohituksia, jotka taas heilauttaisivat aurinkokunnan uloimpien komeettojen ratoja Oortin pilvessä ja aiheuttaisivat likiman jaksollisia komeettojen lähiohituksia ja/tai törmäyksiä. Tämäkin on kuitenkin vain hypoteesi, jolle on vain suuntaa antavaa näyttöä. Aurinko loistaa verrattaen stabiilisti jopa magneettisen syklinsä eri vaiheissa mutta periaatteessa toinen mahdollisuus voisi olla Maan oman magneettikentän napojen jaksollinen paikanvaihto, jonka aikana Auringon hiukkastuuli pääsisi helpommin Maan pinnalle.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Tähtienvälisen pimeyden maailmat

7.4.2022 klo 10.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat

Planeetat ovat yleisempiä kuin tähdet maailmankaikkeudessa, koska niitä syntyy aina kourallinen tähtien synnyn vääjäämättömänä sivutuotteena. Niihin pätee yleinen tähtitieteilijöiden moneen kertaan varmentama lainalaisuus: mitä pienempi kappale on kyseessä, sitä enemmän niitä on olemassa. Aurinkokunnassamme on enemmän kuita kuin niitä suurempia planeettoja, enemmän asteroideja ja muita epäsäännöllisen muotoisia pikkukappaleita kuin gravitaation pallomaisiksi muokkaamia kappaleita, ja valtaisa määrä vieläkin pienempiä kivenmurikoita, joiden havaitsemisessa teleskooppiemme herkkyys ei riitä. Pölyhiukkasten määrää ei kannata edes koettaa laskea.

Kaikki tähdet ja planeettakunnat syntyvät tähtienvälisestä kaasusta ja pölystä. Tavallisesti planeetan kokoluokan kappaleet muodostuvat tähtien kiertoradoille, jossa ne kasvavat hiljalleen suuremmiksi keräten pölyhiukkasia itseensä. Jotkin kappaleet saavuttavat riittävän suuren massan, jotta myös kaasu putoaa niiden syveneviin gravitaatiokaivoihin. Siten syntyvät paksujen kaasuvaippojen peittämät jättiläisplaneetat. Mutta planeettoja syntyy tavallisesti useita, ja niiden kiertäessään nuorta kaasu- ja pölykiekon ympäröimää tähteään, aineksen kitka saa niiden radat muuttumaan. Planeetat saattavat muuttaa aivan tähtensä lähelle tai päätyä lähekkäisille kiertoradoille. Silloin, tähden sytyttyä kunnolla loistamaan ja puhallettua jäljelle jääneen kaasun pois, helvetti pääsee valloilleen. Kun kaasu ei enää vaimenna planeettojen keskinäisten vetovoimien aiheuttamia häiriöitä toistensa ratoihin, järjestelmä muuttuu kaoottiseksi ja seurauksena on väkivaltaisia kosmisia törmäyksiä. Jotkut planeetat tuhoutuvat prosessissa kokonaan, toiset kasvattavat massaansa sulattamalla törmäävät kappaleet itseensä. Mutta jotkut välttävät tuhoisat törmäykset. Niiden kohtalo on aivan toisenlainen. Jotkut planeetat saavat sisartensa lähiohituksista riittävästi liike-energiaa, jotta voivat poistua tähtensä vetovoimakentästä. Niistä tulee vapaita, tähtienvälisiä planeettoja, jotka viettävät ikuisuuden tähtienvälisessä avaruudessa kokematta enää koskaan ainoankaan auringon valoa ja lämpöä. Ne ovat ikuisesti yksin mutta se ei ole loppu, vaan ehkäpä vain toisenlainen alku.


Tähtitieteilijät ovat viime aikoina päässeet tutkimaan tähtien ja planeettakuntien syntyprosessia tarkemmin kuin koskaan ennen. ALMA-teleskooppi on havainnut jo kymmeniä syntymässä olevia planeettakuntia ja saanut viitteitä jopa syntymässä olevasta kuujärjestelmästä jättiläisplaneetan ympärillä. Tiedämme, että tiiviisti pakatut planeettakunnat ovat kaoottisia paikkoja ja jotkut planeetat päätyvät väistämättä syntyjärjestelmiensä ulkopuolelle. Oikeastaan tähtienvälisten planeettojen syntyperä osana planeettakuntia on ollut selvää tähtitieteilijöille jo 1990-luvun ensimmäisistä eksoplaneettahavainnoista lähtien. Kuumat jupiterit voivat muodostua vain kauempana tähdestään ja muuttaessaan tähtensä lähelle syntysijoiltaan, kaukaa ulkoplaneettakunnasta, ne toimivat kuin gravitaatiolinkoina, jotka vetovoimallaan sinkauttavat valtaosan kohtaamistaan pienemmistä planeetoista törmäyskurssille itsensä tai tähden kanssa — tai kokonaan ulos planeettakunnistaan. Toisinaan järjestelmässä kuitenkin on alkujaan toinenkin suuri jättiläisplaneetta. Silloin niistä kevyempi saattaa sinkoutua ulos järjestelmästä mutta massiivisempi jää kiertämään tähteään erikoiselle, soikealle radalle, jonka syntyä ei voi selittää ilman rataa merkittävästi muuttavia planetaarisia lähiohituksia. Myös näitä eksentrisiä jupitereita on havaittu useita kiertämässä lähitähtiä, ja nekin kertovat osaltaan siitä, miten tähtienvälinen avaruus on täynnä meille lähes näkymättömiä, pieniä ja suurempia planeettoja. Joskus näkymätön kuitenkin muuttuu näkyväksi onnellisen sattuman avulla.

Kuva 1. Taiteilijan näkemys yksinään galaktisella kiertoradallaan ikuisessa pimeydessä vaeltavasta tähtienvälisestä planeetasta. Kuva: A. Stelter.

Kymmeniä eksoplaneettoja on havaittu tarkkailemalla satojen tuhansien tähtien kirkkautta samanaikaisesti ja toivoen, että jokin niistä kirkastuisi vain muutamaksi tunniksi. Kyse ei ole ylikulkumenetelmästä, jonka periaatteena on havaita tähtien hiuksenhienoja muutaman tunnin mittaisia himmenemisiä pienikokoisempien planeettojen kulkiessa niiden pintojen editse ja estäen silloin murto-osaa valosta saapumasta teleskooppeihimme. Kun ylikulkumenetelmän periaatteena on havaita tähden himmeneminen, mikrolinssimenetelmä perustuu tähden kirkastumisen havaitsemiseen planeetan kulkiessa täsmälleen sen ja meidän välistä. Mutta silloin planeetalla ja kirkastuvalla tähdellä on oltava etäisyyttä kerrassaan valtavasti, tuhansia valovuosia. Vain valtaisa etäisyys takaa, että planeetta, taivuttaessaan aika-avaruutta aavistuksen verran ja toimiessaan siten gravitaatiolinssinä, saa taustataivaan tähden kirkastumaan hetkeksi havaittavissa määrin. Sellainen sattumus on äärimmäisen harvinainen mutta ilmiö on riittävän voimakas, jotta eksoplaneettoja voidaan havaita kunhan vain tarkkaillaan herkeämättä riittävän suurta määrää kaukaisia tähtiä. Toisinaan havaitaan planeettoja kiertämässä jotakin himmeää tähteä. Toisinaan taas havaittu planeetta on jopa aivan yksin avaruudessa, vailla tähtikumppania ja muuta planeettakuntaa.

Vuoden 2016 aikana eräs muutoin rauhallinen ja vakaasti loistava kaukainen tähti kirkastui vain noin 5 tunnin ajaksi (Kuva 2.). Kirkastumisen olisi voinut kuitata pienenä havaintolaitteen häiriönä mutta lukemattomat muut tähdet koodinimen OGLE-2016-BLG-1928 saaneen kohteen vieressä välttyivät vastaavalta hetkelliseltä kirkastumiselta. Kyseessä oli siis tähden aito kirkastuminen, ei havaintoinstrumentin tai teleskoopin satunnainen tai systemaattinen muutos. Ja tällaisen äkillisen muutoksen voi aiheuttaa vain kohdetähden editse kulkenut pieni kiviplaneetta. Planeetan massa on huonosti määritetty, muttei suurempi kuin kaksi Maapalloa, ja se ei todennäköisesti kierrä mitään tähteä — jos kiertäisi, myös tähden vetovoima aiheuttaisi kirkastumista toimiessaan sekin gravitaatiolinssinä. Mutta tähden olemassaolosta kertovaa usean päivän kirkastumaa ei ole havaittavissa. Kirkastumisen aiheuttaja OGLE-2016-BLG-1928L b on mitä luultavimmin tähtienvälinen kiviplaneetta. Laskelmien mukaan sellaisia on jo omassa galaksissamme ainakin 50 miljardia ja ne kaikki ovat todennäköisesti syntyneet kauan sitten omissa planeettakunnissaan vain joutuakseen suurempien kumppaniensa vetovoimien avaruuteen viskaamiksi.

Kuva 2. Mikrolinssi-ilmiön aiheuttama hiuksenhieno kirkastuminen. Linssinä toimii pieni kiviplaneetta, joka ei ilmeisesti ole minkään tähden kiertoradalla. Kuva: Mroz et al.

Yksinäiset planeetat eivät kuitenkaan ole välttämättä yksin. Jättimäisillä kaasuplaneetoilla on lähes väistämättä kumppaninaan kuita, jopa kokonainen kuiden järjestelmä. Vaikka eksokuita ei ole havaittu vielä ainuttakaan, niiden olemassaolo on varmaa, koska jättiläisplaneettojen ympärille muodostuu niiden syntyessä kertymäkiekot, joiden materiassta kuut syntyvät. Ne ovat kuin planeettakuntia pienoiskoossa, kuten Jupiterin ja Saturnuksen monipuoliset kuujärjestelmät osoittavat. Tähtienväliset jättiläisplaneetat tuskin ovat poikkeus. Ei ole syytä olettaa, että ne menettäisivät kaikki kuunsa sinkoutuessaan pois syntyjärjestelmistään, joten avaruudessa on luultavasti runsaasti jättiläisplaneettoja, joiden moninainen kuiden ja pienempien kiertolaisten järjestelmä kiertää planeettaa ikuisessa pimeydessä ja veret seisauttavassa kylmyydessä. Kuin minikokoiset, pimeät aurinkokunnat, ne eivät loista valoa ja ovat siksi havaittavissa vain sattuessaan gravitaatiolinsseiksi.

On toinenkin vaihtoehto. Jättiläisplaneetat saattavat syntyä yksin, kun tähtienvälinen kaasusta ja pölystä koostuva molekylaarinen pilvi luhistuu oman vetovoimansa vaikutuksesta. On mahdollista, että joskus ainesta ei ole riittävästi, jotta tiivistymiskeskus kuumenisi fuusioreaktioiden käynnistämiseen vaadittaviin lämpötiloihin. Silloin syntyvä kappale on epäonnistunut tähti, joka vastaa massaltaan jättiläisplaneettaa. Sen ympärille voi muodostua laaja kuiden järjestelmä, mutta niiden pinnoilla ainoat näkyvät valonlähteet ovat linnunradan tähdet sekä jättiläisplaneetan näyttävät revontulet. Kuiden jäisten kuorien alla voisi silti olla laajoja meriä. Aivan kuten monen aurinkokunnan kuun jäisen kuoren alla, myös tähtienvälisten jättiläisplaneettojen kuut voisivat ylläpitää kymmenien, jopa satojen kilometrien syvyisiä meriä. Planeetan vuorovesivoimat pitäisivät meret nestemäisinä tuottaen jopa biosfäärin ylläpitämiseen rittävän määrän geotermista energiaa. Energianlähteenä toimisi myös radioaktiivinen hajoaminen, kuten Maapallon vaipassa ja ytimessä. Kuoreltaan kuut olisivat tähtienvälisessä -270 Celciusasteen lämpötilassa kuolleeksi jäätyneitä mutta sen alla ne voisivat piilotella laajoja vetisiä biosfäärejä.

Kuva 3. Syntymässä oleva kertymäkiekon ympäröimä planeetta kuujärjestelmineen. Taiteilijan näkemys. Kuva: Nagoya University.

Voimme kuvitella kaukana tähtien valosta ja lämmöstä avaruuden tuulten armoilla seilaavan planeetan. Voimme kuvitella, miten sen uskollisen kuun pinnan alla sijaitseva biosfääri on kehittynyt monimuotoiseksi elämän keitaaksi loputtomassa pimeydessä. Mikrobit muodostavat perustuottajat, ja ne kasvavat geotermisen energian ja kuun sisuksista purkautuvan mineraali- ja metallipitoisen veden tarjoamilla antimilla. Ehkäpä monisoluiset organismit laiduntavat mikrobikasvustoilla kuten katkaravut Maapallon merten pohjissa mustien savuttajien ympärillä. Toiset eläimet ehkä suodattavat vedestä ravintonsa ja jotkut turvautuvat saalistamiseen aikaansaaden loppumattoman kilpavarustelun petojen ja saaliiden välillä.

Emme tiedä kuinka monipuoliseksi jääkuoren alleen sulkema biosfääri voi evoluution voimasta muotoutua. On kuitenkin toinenkin vaihtoehto. Tähtienvälisen planeetan kuuta voi peittää kaasukehä, jonka paine pitää veden sen pinnalla nestemäisenä. Vettä ei ehkä olisi paljon, mutta kuitenkin riittävästi tarjotakseen biosfäärille mahdollisuuden. Sellaisia kuita voi hyvinkin piileksiä jossakin kaukana varjoissa, sattumalta mikrolinsseiksi eksyvien jättiläisplaneettojen kumppaneina. Meidän on ehkä mahdotonta koskaan havaita niitä — taustataivaan tähden valoa hetken verran voimistavien planeettojen havaitseminen uudelleen ei onnistu enää koskaan. Ne ovat paenneet näköpiiristämme ikuisesti ja palanneet sinne, mistä tulivatkin. Omille yksinäisille radoilleen galaksimme keskustan ympäri, ikuiseen pimeyteen ja yksinäisyyteen.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


James Webb -avaruusteleskooppi on avannut silmänsä

21.3.2022 klo 10.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Emme voi sanoa paljoakaan siitä, mitä kaikkien aikojen tarkin tähtitieteen havaintoinstrumentti saa havaintokampanjansa aikana selville mutta sen voimme sanoa, että se vähintäänkin saavuttaa suunnitellun havaintotarkkuutensa, ellei sitten kykene jopa ylittämään sitä. Asia varmistui, kun JWST suunnattiin kohti vaatimatonta tähteä, joka tunnetaan vain luettelokoodilla 2MASS J17554042+6551277. Teleskooppia vasta valmistellaan tieteelliseen toimintaan mutta jo ensimmäiset kalibrointikuvat (Kuva 1.) tarjoavat valtavasti informaatiota sen tarkkuudesta ja tieteellisestä kapasiteetista.

Kuva 1. JWST:n kalibrointikuva kohteesta 2MASS J17554042+6551277. Kyseessä on ensimmäinen kuva, jossa teleskoopin pääpeilin kaikki kuusikulmaiset osaset on kalibroitu toimimaan yhtenä valtaisana peiliteleskooppina. Kuva: NASA/STScI

Kuvassa on silmiinpistävää verrattaen kirkkaan kohdetähden diffraktiokuvio, joka muotoutuu teleskoopin kuusikulmaisen peilimosaiikin ja apupeilin tukirakennelman vaikutuksesta kolmeksi kirkkaaksi pistemäisen tähden kautta kulkevaksi juovaksi (Kuva 2.), sekä yhdeksi hiukan himmeämmäksi poikittaiseksi juovaksi. Ne kuvastavat teleskoopin peilikompleksin vaikutusta tähdestä saapuvaan infrapunavalon aaltorintamaan. Apupeilin kaksi tukipalkkia on suunnattu kuusikulmaisen peilirakenteen mukaisesti mutta yksi on pystysuorassa, rikkoen kuusikulmaisen symmetrian ja aiheuttaen himmeämmän vaakasuoran diffraktioviivan.

Kuva 2. Diffraktioviivojen vertailu erilaisille tukirakenteiden konfiguraatioille. Pienempi ympyrä kuvastaa teleskoopin apupeiliä. Kuva: Wikimedia Commons/Cmglee

JWST:n ensimmäisessä kuvassa on kuitenkin paljon muutakin itse kohdetähden lisäksi. Taustalla näkyy useita himmeämpiä tähtiä, joiden diffraktiosta aiheutuvat kuusisakaraiset muodot ovat ilmeisiä. Lisäksi taustaa täplittävät lukuisat kaukaiset galaksit (Kuva 3.), joiden rakenteita päästään nyt ensi kertaa tutkimaan tarkemmin. Galaksit eivät ole pistemäisiä kohteita, joten niiden valo ei muodosta diffraktiokuvioita. Nopeallakin vertailulla on nähtävissä, miten huikean paljon tarkempaa JWST:n havaintomateriaali on verrattuna aiempiin havaintoihin. Esimerkiksi Kuvassa 3. taustataivaan kahden galaksin spiraalihaarat erottuvat nyt mainiosti, niiden oltua aiemmissa havainnoissa vain epämääräisiä tuhruja avaruuden tyhjyydessä. Nyt niillä on tutkittavia ominaisuuksia ja ne voidaan luokitella samankaltaisiksi kierteisgalakseiksi kuin oma Linnunratamme.

Kuva 3. JWST:n ensikuvan taustataivaan galaksien vertailua. Vasemmalla näkyvä vertailukuva on näkyvän valon ja infrapuna-alueen galaksien kartoitusprojektin DESI Legacy Imaging Survey:n materiaalia. Kuva: L. Cortese

Mutta mikä tahansa vertailukohde ei tee täyttä oikeutta JWST:n kyvyillle. Infrapuna-alueella toimiva Spitzer -avaruusteleskooppi on toistaiseksi ollut tarkin infrapuna-alueen instrumentti, joka tähtitieteilijöillä on ollut käytössään. Vertailu Spitzerin havaintoihin samasta taivaan kohdasta on siis oleellinen kiintopiste tehtäessä päätelmiä JWST:n tarkkuudesta (Kuva 4.). Ei tarvitse olla tähtitieteeseen perehtynyt alan ammattilainen nähdäkseen miten valtavalla tavalla JWST parantaa havaintomahdollisuuksia.

Kuva 4. JWST:n ja Spitzer -avaruusteleskoopin havaintotarkkuuden vertailu. Kuva: gbrammer

James Webb on vasta laukaistu, ja sen asettuessa vielä lopulliselle radalle odottelemme tähtitieteen tutkijoiden keskuudessa havaintokampanjan alkua jännittyneinä. Jo ensimmäiset kuvat kuitenkin paljastavat, että teleskoopin suunnittelu, rakentaminen, laukaisu ja käyttöönotto ovat onnistuneet mainiosti ja olemme saaneet avattua ennätystarkan uuden silmän tuijottamaan kaukaisia avaruuden ihmeitä. JWST mullistaa tähtitieteen. Mitä ikinä se kampanjansa kestäessä tuleekaan löytämään, voimme olla varmoja, että tulokset ja niistä saatu tieteellinen tieto muuttavat kuvaamme lähitähtien järjestelmistä, planeettakuntien synnystä, kaukaisista galakseista ja koko universumista.

2 kommenttia “James Webb -avaruusteleskooppi on avannut silmänsä”

  1. Lasse Reunanen sanoo:

    Kuva 3. suurentanut tarkasti kuva 1:n klo 10 kohdalta.
    Kuva 4. vilkkuvertailussa kuva 1:n värit vaihdettu mustavalkoiseen.
    Tarkaa kuvaa saatu – vaikka ei ollut vielä etäisyyksiä merkittynä.

  2. Lasse Reunanen sanoo:

    Kuvan 1. klo 10 suunnasta kuvan 3. suurennos tarkentanut hyvin.
    Kuva 4. värittömänä myös toistaa hyvin vertailua – vaikka etäisyys
    kuvakohteesta, ensimmäisestä jätetty kertomatta.
    Kohdennustähti lienee kuitenkin Linnunradasta, galaksit taustalla
    hieman etäämpiä…

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Eksoplaneetat parrasvalojen tuolla puolen

8.3.2022 klo 10.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

Kun Paul Butler vuonna 1996 paljasti varmentaneensa historian ensimmäisen toista auringonkaltaista tähteä kiertävän planeetan löydön ja raportoi samalla lisää uusia eksoplaneettoja, hän astui tähtitieteen eturiviin ja median parrasvaloihin yhtenä ensimmäisistä modernin tähtitieteen aikakauden planeettojen löytäjistä. Butler on yksi eksoplaneettoja tutkivan tähtitieteen haaran pioneereista ja ollut löytämässä luultavasti noin puolta kaikista tunnetuista Auringon lähinaapuruston planeetoista. Olen saanut kunnian tehdä kymmeniä planeettalöytöjä Butlerin rinnalla, paljolti hänen työnsä inspiroimana. Olemme olleet parrasvaloissa yhdessä, kertomassa uusien maailmojen havainnoista lähitähtien järjestelmissä.

Mutta eksoplaneettoja havaintaan runsain mitoin median valokeilan ulkopuolella, missä niiden äärimmäisen mielenkiintoiset löydöt herättävät vain vähän huomiota suuren yleisön keskuudessa. Se on tietenkin ymmärrettävää, koska valtaosa uusista eksoplaneettojen löydöistä on rutiininomaista tuoreiden havaintojen raportointia vailla superlatiiveja. Lähimmät maailmat on jo löydetty ja vaikka mielenkiintoisia löytöjä tehdään jatkossa varmasti aivan lähiavaruudesta, suureksi osaksi tutkijat keräävät vain aineistoa ymmärtääkseen galaksimme planeettojen ja planeettakuntien yleisiä ominaisuuksia. Vain harva uusi eksoplaneetta herättää huomiota ja saa median kirjoittamaan suuria otsikoita. Sellaisia kuitenkin kirjoitetaan aina, kun tutkijat edes vihjaavat löytäneensä jollakin mittareilla maankaltaisia maailmoja tai planeettoja, joiden pinnalla saattaisi olla elämälle soveltuvat olosuhteet. Muilla tavoilla mielenkiintoiset planeetat jäävät vähemmälle huomiolle, parrasvalojen ulkopuolelle.

Suureksi osaksi tiedejournalisteille on hankalaa raportoida löydöistä, joita he vain vaivoin ymmärtävät. Kyse voi olla äärimmäisen harvinaisista havainnoista tai monimutkaisista havaintoprosesseista, joiden merkitys aukenee vain syvällisesti tieteeseen perehtyneille asiantuntijoille. Usein tutkijat raportoivatkin löydöistä vain toisilleen ja jättävät avaamatta niiden merkityksen yleistajuisella kielellä, vaikka juuri tieteen tekeminen ymmärrettäväksi ja käsinkosketeltavaksi suurelle yleisölle takaa varmimmin sen, että tutkimukseen sijoitetaan jatkossakin julkista rahaa. Ja silloin tähtitieteen moninaisten löytöjen omituisimmat kummallisuudet saattavat jäädä varjoihin, tieteen parrasvalojen tavoittamattomiin.

Tilanne on oikeastaan paradoksaalinen, koska 1990-luvulla löydetyt ensimmäiset eksoplaneetat olivat juuri niitä omituisia kummallisuuksia. Ne olivat planeettoja, joita ei sen aikakauden tietojen mukaan pitänyt olla edes olemassa. Kukaan ei aavistanut, että auringonkaltaisten tähtien kiertolaisina olisi kuumia Jupitereita, joiden massiiviset kaasukehät kiehuisivat niiden kiertäessä radallaan tähden paahteessa, aivan tähtiensä pintoja viistäen. Sellaisia ei ole omassa planeettakunnassamme, eikä niiden syntymistä aivan tähtensä lähelle pidetä edelleenkään mahdollisena. Kukaan ei kuitenkaan ollut tullut ajatelleeksi, että planeetat voivat miljoonien vuosien saatossa muuttaa lähemmäs tähteään kaukaa järjestelmän viileistä ulko-osista. Kukaan ei aavistanut millaisia maailmoja luonto muodostaa ennen kuin modernin aikakauden tähtitieteilijät ryhtyivät kartoittamaan eksoplaneettojen ominaisuuksia.

Nekroplanetologia

Media jaksaa kiinnostua kandidaateista eläviksi planeetoiksi mutta sillä viitataan vain planeettojen pintaolosuhteisiin, jotka mahdollistavat elävien organismien esiintymisen. Planeetat eivät itsessään ole eläviä, vaikka ne voivatkin ylläpitää elämää. Tähdet sen sijaan elävät ja kuolevat. Ne syntyvät tähtienvälisen aineen kaasusta ja pölystä ja ryhtyvät loistamaan saavutettuaan ytimissään riittävän paineen ja lämpötilan, jotta energiaa voimakkaasti vapauttavat fuusioreaktiot käynnistyvät. Tähdet syttyvät loistamaan valoa ja lämpöä mutta ne eivät loista ikuisesti. Kun ytimien ydinpolttoaine on kulutettu loppuun, ne himmenevät ja sammuvat, tarjoten toisinaan supernovaksi kutsutun ilotulituksen kuolemansa kunniaksi. Mutta jäljelle jäävillä tähtien ruumiilla on joskus planeettoja kiertolaisinaan ja joskus onnistumme havaitsemaan niitä.

Ennen Butlerin planeettalöytöjä ja fysiikan Nobelilla palkittua Michel Mayorin ja Didier Quelozin tekemää ensimmäistä kuuman Jupiterin havaintoa auringonkaltaisen tähden kiertoradalta vuonna 1995, puolalainen tähtitieteilijä Aleksander Wolszczan ja kanadalainen Dale Frail raportoivat vieläkin omituisemmasta planeetasta kiertämässä kuollutta tähteä, pulsariksi kutsuttua tähden jäännettä. Pulsareita kiertävien planeettojen olemassaoloa ei ollut osannut ennustaa kukaan, koska kyseessä ovat vinhasti pyörähtelevät neutronitähdet, jotka muodostuvat massiivisten tähtien ydinten jäänteinä niide ulko-osien räjähtäessä supernovina avaruuteen. Ilmeisesti supernovina räjähtäviä tähtiä kiertävät planeetat eivät selviydy räjähdyksestä — jos niitä edes esiintyy niin massiivisten ja lyhytikäisten tähtien kiertolaisina — vaan planeetat syntyvät räjähdyksen jälkeen jäljelle jääneestä tähteä kiertävästä materiasta. Mutta planeettoja on havaittu myös valkoisten kääpiöiden järjestelmistä. Ne taas ovat pienempien tähtien jäänteitä, jotka ovat kutistuneet tiiviiksi mutta kirkkaiksi kappaleiksi ydinpolttoaineen loputtua. Pienemmät tähdet eivät kuole näyttävään ilotulitukseen, vaan vain tiivistyvät ja kutistuvat, hiipuen lopulta hiljalleen pois näköpiiristä.

Kuva 1. Rengassumu M57, joka on syntynyt tähden kuoltua ja puhallettua ulkokerroksensa avaruuteen pallomaiseksi muodostelmaksi. Jäljelle on jäänyt sumun keskellä näkyvä valkoinen kääpiö Kuva: AURA/ STScI/NASA.

Osuvan termin nekroplanetologia, eli kuolleiden tähtien planeettakuntien tutkimuksen, otti käyttöön Girish Duvvuri artikkelissaan valkoista kääpiötä WD 1145+017 kiertävästä epäsäännöllisestä materiakiekosta. Termi on hyvin kuvaava, sillä tähti on tuhoamassa planeettakuntansa jäänteitä. Järjestelmästä lyhyeltä kiertoradalta havaittu kappale, halkaisiltaan vain noin 15% Maapallosta, on niin lähellä tähteään, että siitä vuotaa ainesta tähteen jatkuvana virtana säteilyn haihduttaessa ja voimakkaiden vuorovesivoimien irrottaessa aineksen pois kiertolaisen vetovoimakentästä. Vaikka kyse on pienestä kappaleesta materiaa, joka rinnastuu lähinnä Aurinkokunnan asteroideihin tai komeettoihin, se on osa järjestelmän planetaarista materiakiekkoa, ja kertoo osaltaan sen kehityshistoriasta. Mutta enimmäkseen se kertoo järjestelmän kuolemasta — kiertolainen WD 1145+017 b on luultavasti vain löyhästi gravitaation yhteen sitoma kasa ainesta, kuin tähteä ympäröivän kertymäkiekon hienoinen paakku, joka luultavasti hajoaa miljoonien vuosien kuluessa kokonaan ja jonka atomit saavat loppusijoituspaikkansa osana valkoisen kääpiötähden tiivistä pintaa.

Valkoiset kääpiöt ovat tyypillisesti hyvin pieniä. Ne ovat ooltaan vain suunnilleen Maapallon kokoisia mutta pieneen kokoon on pakattu lähes Aurinkoa vastaava massa. Kompaktiutensa takia valkoisten kääpiöiden editse radallaan liikkuvat planeetat tai planetoidit on kuitenkin helppoa havaita, koska niiden himmentävä vaikutus on valtaisa. Maapallon kokoluokkaa olevan kirkkaan tähden eteen liikkuva pienikin kappale aiheuttaa havaittavaa himmentymistä sellaisten huipputarkkojen instrumenttien kuten TESS-avaruusteleskooppi ottamissa kirkkausmittauksissa. Mutta toisinaan ylikulun aiheuttava kappale on valtaisa (Kuva 2.) — valkoisen kääpiön WD 1856+534 tapauksessa kiertolaisena on kooltaan jopa tähteä suurempi jättiläisplaneetta, joka on massaltaankin peräti yhdeksän kertaa Jupiteria suurempi. Se osoittaa jättiläisplaneettojen voivan selviytyä tähden kuolemasta, jos niiden tähtikumppani luhistuu valkoiseksi kääpiöksi.

Kuva 2. Valkoisen kääpiön WD 1856+534 himmeneminen havaittuna kahdella eri teleskoopilla jättiläisplaneetan kulkiessa sen editse. Havaittu himmeneminen on suuruudeltaan lähes 60%. Kuva: Vanderburg et al.

Epätyypilliset planeettahavainnot

Ylikulkujen havainnoinnista on tullut rutiinia ja tärkein planeettahavaintoja tuottava menetelmä sitten radiaalinopeustekniikan, jossa havaitaan doppler-ilmiöstä aiheutuvia pienen pieniä mutta jaksollisia tähden värin muutoksia planeetan heilutellessa niitä vetovoimallaan. Eksoplaneettojen merkkien havaitseminen muilla menetelmillä on paljon vaikeampaa ja vaatii osakseen runsaasti tuuria. Joskus tuuria kuitenkin on, kun jokin tähti tuhansien valovuosien päässä meistä sattuu kulkemaan galaktisella kiertoradallaan lähes täsmälleen jonkin vieläkin kaukaisemman taustataivaan tähden editse. Silloin sen gravitaatio muodostaa linssin valon taipuessa suhteellisuusteorian matemaattisten kaavojen mukaisesti hiukan matkallaan tähden ohi ja taustataivaan tähti kirkastuu muutaman päivän ajaksi valtavasti linssin voimistaessa teleskooppeihimme saapuvaa valoa. Tunnetaan yli sata tapausta, joissa linssinä toimivaa tähteä kiertävä planeetta on sattunut täsmälleen sopivaan kohtaan ja myös planeetan vetovoima toimii taustan tähteä voimistavana linssinä muutaman tunnin ajan. Voimme silloin havaita planeetan vetovoiman vaikutuksen ja selvittää sen ominaisuuksia.

Vaikka yksittäinen havainto onkin kovin epätodennäköinen, gravitaatiolinsseinä toimivia planeettoja on löydetty jo niin monta, että on voitu varmentaa planeettojen yleisyydestä Auringon lähinaapurustossa tehtyjen havaintojen pätevän myös kauempana galaksissamme. Havainto on mahdollista vain suuntaamalla teleskooppi johonkin taivaan alueeseen, jota se saa tarkkailla hievahtamatta kuukausien ajan. On havaittava valtavaa joukkoa tähtiä, jotta edes yksi gravitaatiolinssi saadaan näkyviin. Mutta yhdestäkin havainnosta saadaan paljon tietoa hetken verran. Havaitun kirkastumisen suuruus ja kesto paljastavat niin planeetan massan kuin sen kiertoradankin ominaisuuksia, jolloin voidaan saada kokonaiskuva havaitun planeetan tyypistä ja karkeista ominaisuuksista. Havainto on kuitenkin vain ohimenevä mahdollisuus, koska samaa planeettaa ei voida havaita enää koskaan tulevaisuudessa . Se ei satu enää koskaan kulkemaan yhtä tarkasti toisen tähden editse emmekä voi sitä nähdä enää muillakaan keinoin, koska jo sen etäisyydessä meistä on tuhansien valovuosien epävarmuudet.

Planeettojen havaitsemisessa gravitaatiolinssi-ilmiön avulla on hyvät ja huonot puolensa. Kyky havaita kaukaisempia kohteita kuin muilla menetelmillä tarjoaa tietenkin mahdollisuuden tutkia planeetoja muuallakin kuin aivan Auringon lähiympäristössä mutta gravitaatiolinssihavainnot tarjoavat mahdollisuuden havaita myös planeettoja, jotka ovat kauempana tähdestään. Ylikulku- ja radiaalinopeusmenetelmä ovat herkimmillään lähellä tähtiä kiertävien planeettojen havainnoinnissa mutta gravitaatiolinssimenetelmä on parhaimmillaan, jos planeetat ovat kauempana, usean AU:n etäisyydellä tähdistään. Itse asiassa, planeetta saattaa olla jopa sinkoutunut ulos planeettakunnasta, jossa se syntyi. Näiden tähdettömien, omia reittejään galaksimme keskustan ympäri vaeltavien planeettojen määrä on luultavasti todella suuri ja nekin ovat havaittavissa toimiessaan gravitaatiolinsseinä taustataivaan tähdille. Vähintän Jupiterin kokoisia tähtienvälisiä planeettoja on galaksissamme arvioiden mukaan karkeasti yhtä paljon kuin tähtiä, joten ne tarjoavat kokonaan omanlaisen, erikoisen tutkimuskohteen ja ikkunan siihen, minkälaisia planeettoja maailmankaikkeus pitää sisällään.

Tähtienvälisten planeettojen olemassaolo on jo sinällään eräänlainen tähtitieteen mysteeri. Tiedetään, että planeetat saattavat sinkoutua keskinäisten vetovoimiensa vuoksi pois syntyjärjestelmistään, muuttuen hetkessä tähtienvälisiksi planeetoiksi. Se onkin luultavasti tapa, jolla valtaosa tähtienvälisistä planeetoista syntyy — ne ovat kuten muutkin tähtiään kiertävät planeetat mutta jossakin vaiheessa planeettakunnan kaoottisten syntyvaiheiden aikana ne kokivat lähiohituksia planeettakumppaniensa kanssa ja päätyivät tähtensä vetovoimakentän ulkopuolelle ikuiseen pimeyteen ja yksinäisyyteen. Vaihtoehtoisesti jättiläisplaneetat saattavat kuitenkin syntyä myös yksin, jolloin ne ovat tavallaan kuin pienikokoisia epäonnistuneita tähtiä, jotka jäivät aivan liian keveiksi kyetäkseen käynnistämään ydinreaktiot ytimissään. Ei ole lainkaan selvää pitäisikö sellaisia kappaleita edes kutsua planeetoiksi — planeetat kun määritellään tavallisesti tähtien kiertolaisiksi aivan kuten kuut ovat planeettojen kiertolaisia. Mutta tähtitieteilijät kyllä tavallisesti kutsuvat tähtienvälisiä, massaltaan planeettoihin vertautuvia kappaleita planeetoiksi. Ehkäpä kiertoradan ominaisuuksien ei tarvitsekaan vaikuttaa kappaleiden luokitteluun — onhan tähtiäkin yksinäisinä, pareittain, tai jopa hierarkisissa usean tähden monimutkaisissa järjestelmissä.

Kuva 3. Mustalla ympyrällä merkitty kirkas piste on todennäköisesti tähtienvälinen planeetta. Kuva: Delorme et al.

Tähtienvälisten planeettojen havaitsemisessa tarvitaan kärsivällistä laajan taivaan alueen havaitsemista silmääkään räpäyttämättä. Sitä tekee tulevaisuudessa Nancy Grace Roman -avaruusteleskooppi, jonka odotetaan löytävän jopa 400 tähtienvälistä planeettaa. Mutta uuden avaruusteleskoopin suunnitellussa havaintoprojektissa tähtienväliset planeetat ovat vain yksi sivujuonne. Teleskoopin arvioidaan näkevän peräti 100000 planeetan ylikulut ja se kykenee niin suureen tarkkuuteen, että on ensimmäistä kertaa mahdollista havaita rutiininomaisesti lähitähtiä kiertäviä Marsin kokoisia, pieniä kiviplaneettoja. Parasta on kuitenkin Roman -avaruusteleskooppiin suunniteltu koronografiksi kutsuttu tähdenvarjo, jolla havaittavan tähden valo voidaan suodattaa pois ja sen alta saadaan esiin suorat havainot lähitähtiä kiertävistä planeetoista. Lukuunottamatta joitakin kandidaatteja eläviksi planeetoiksi, ja muutamia mielenkiintoisia suoraan kuvattuja kappaleita, Roman -teleskoopin havainnot jäävät luultavasti valtaosaltaan pimentoon, median kiinnostuksen tavoittamattomiin, numeroiksi tilastoissa, joiden pohjalta päättelemme kuinka yleisiä eri kokoiset planeetat ovat erilaisilla radoilla galaksissamme. Tähtitieteilijöille kyseessä on kuitenkin eksoplaneettatutkimuksen aarreaitta, jonka ovien avautumista alan tutkijat jo odottavat vesi kielellä.

Planeetan nimeen

On täysin totta, että eksoplaneetat varmasti saisivat enemmän huomiota, jos niillä olisi oikeita tavallisten ihmisten vaivatta luettavissa ja äännettävissä olevia nimiä pelkkien luettelokoodien ja numerosarjojen sijaan. Gravitaatiolinssi-ilmiön avulla havaittu OGLE-2017-BLG-0482L b ei vaikuta kovinkaan helposti lähestyttävältä tavaankappaleelta hirviömäisine nimineen. Vaikka nimi on tähtitieteilijöille ymmärrettävä ja informatiivinen, se jää auttamatta huomiossa toiseksi sellaisten eksoplaneettojen rinnalla, jotka on nimetty tähdistöjen mukaan. Esimerkiksi ensimmäinen havaittu toista auringonkaltaista tähteä kiertävä planeetta on nimeltään 51 Pegasi b. Vastaavasti, kaksi muuta Paul Butlerin vuonna 1996 raportoimaa planeettaa tunnetaan nimillä 47 Ursae Majoris b ja 70 Virginis b — kaikki nämä nimet ja numerot viittaavat eri tähtikuvion tähtien kirkkausjärjestykseen ja sen tietyllä sijalla olevaa kohdetta kiertävään ensimmäiseen kappaleeseen, johon viitataan b-kirjaimella. Mutta kansanvälinen tähtitieteen unioni IAU on antanut planeetoille myös triviaalinimiä. Planeetta 47 UMa b tunnetaan myös nimellä Taphao Thong ja 51 Pegasi b on ssaanut nimen Dimidium mutta tällaisten uusien nimien vakiintuminen vie luultavasti vuosikymmeniä — en ainakaan ole nähnyt yhdenkään tähtitieteilijän koskaan käyttävän näitä nimityksiä tuttujen 51 Peg b ja 47 UMa b sijaan.

Toisin kuin asteroidien tai komeettojen tapauksessa, tähtitieteilijät eivät voi halutessaan antaa virallisia nimiä eksoplaneetoille. Siksi heidän keskinäisessä kommunikaatiossaan käyttämiä lempinimiä eri planeetoille ei käytetä julkaisuissa tai planeettakatalogeissa. IAU antaa kuitenkin ajoittain eniten tutkituille eksoplaneetoille nimiä, tyypillisesti perustuen eri alkuperäiskansojen jumaltarustoihin tai perinteisiin. Hiljattain IAU järjesti jokaiselle planeettamme valtiolle mahdollisuuden järjestää äänestys yhden eksoplaneetan nimeämiseksi. Helsingin yliopisto otti Suomessa vastuun äänestyksestä, jossa päätettiin uusi nimi tähdelle HAT-P-38 ja sitä kiertävälle kuumalle jättiläisplaneetalle HAT-P-38 b. Tiukan äänestyksen jälkeen nimiksi valittiin Horna ja Hiisi, joten perinteestä käyttää tarustoja apuna eksoplaneettojen nimeämisessä pidettiin vahvasti kiinni. Omat ehdotukseni, pohjoissaamenkieliset Lievla ja Áhcagastin, eli suomeksi Höyry ja Hehku, sijoittuivat äänestyksen kärkipäähän mutteivät aivan selvinneet voittajiksi.

Osaltaan tähtitieteilijöiden loppumaton jääräpäisyys estää helpompia planeettojen nimiä vakiintumasta ja auttaa osaltaan pitämään monet jännittävät maailmat suurelta yleisöltä piilossa. Tunnustan syyllistyneeni siihen itsekin käyttäessäni julkaisuissani muutamalle tutuimmalle planeetakunnalle vain koodinimiä ’551’, ’699’ aj ’191’. Ne ovat Gliesen luettelon punaisten kääpiötähtien järjestysnumeroita. Tähdet tunnetaan paremmin nimillä Proxima Centauri, Barnardin tähti ja Kapteynin tähti, joiden jokaisen planeettakuntia olen ollut löytämässä ja tutkimassa. Tähdet on nimetty läheisyytensä (Proxima) tai löytäjiensä mukaan mutta niitä kiertäviin planeettoihin viitataan vain pienillä kirjaimilla b tai c. Mieleen vuosien saatossa pinttyneitä nimityksiä on kuitenkin hankalaa muuttaa ja siksi numerokoodit pysyvät varmaankin tähtitieteilijöiden käytössä vielä pitkään jopa aivan kaikkein tutuimmillekin kohteille. Kaikeksi onneksi näille huippukiinnostaville lähiavaruuden aurinkokunnille on hiukan helpommatkin nimet kuin vain pelkät numerokoodit ja kosmiset puhelinnumerot, joiden lukeminen tekee jopa kokonaisten uusien maailmojen tutkimisesta raskasta aivan kenelle hyvänsä tottumattomalle tähtitieteen harrastajalle.


Tekstin kirjoittamiseen inspiroi Damond Benningfield kirjoituksellaan ”Exoplanets in the Shadows”, EOS Science News.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Proxima Centaurin rikas planeettakunta

17.2.2022 klo 10.28, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Ennen vuotta 2016 Aurinkoa lähinnä sijaitseva tähti, pieni punainen kääpiötähti Proxima Centauri, oli vain yksi Auringon lähinaapuruston ja Linnunradan galaksin punertavista taivaan fuusioenergiaa säteilevistä plasmapalloista. Toisin kuin kumppaninsa, Alpha Centaurin kaksoistähti, Proxima ei näy paljaalla silmällä ja siksi sen se löydettiinkin vasta runsas vuosisata sitten. Lähes täsmälleen sata vuotta löytönsä jälkeen, sain olla mukana julkistamassa havaintoa tähteä kiertävästä planeetasta b, minkä jälkeen Proxima Centauri on ollut yksi tutkituimmista taivaan kohteista ja siitä on julkaistu satoja tieteellisiä tutkimuksia, joissa kuvataan planeetan ja tähden ominaisuuksia, tähden magneettista aktiivisuutta ja purkauksia, sekä vaikkapa järjestelmää ympäröivää pölykiekkoa.

Proxima b on tietenkin järjestelmän tunnetuin planeetta — onhan se juuri sopivalla etäisyydellä tähdestä, jotta sen pinnalla voi lämpötilan puolesta esiintyä nestemäisenä virtaavaa vettä. Planeetta on todennäköisesti hiukan Maata massiivisempi ja sen olemassaolo on sitten löytämisensä tullut jopa varmistetuksi riippumattomin havainnoin. Proxima b on mitä suurimmalla todennäköisyydellä vuorovesilukkiutunut siten, että se näyttää aina saman kylkensä tähdelleen. Teknisesti ottaen planeetan vuorokausi ja vuosi ovat siis silloin saman pituisia mutta planeetan pinnalla ei tapahdu vuorokausivaihteluita. Valoisalla puolella ollaan ikuisessa punaisen auringon loisteessa kun taas pimeä puoli ei näe tähden valoa koskaan. Se taas asettaa mielenkiintoisia rajoitteita planeetan elinkelpoisuudelle — luultavasti ei kuitenkaan mitään ylitsepääsemätöntä.

Joistakin arveluista poiketen, myöskään Proxima Centaurin aktiivinen purkautuminen ei vaikuta olevan este elämän esiintymiselle Proxima b:n pinnalla. Heti planeetan löytämisen jälkeen, tutkijat kiinnittivät huomiota kahteen mielenkiintoiseen havaintoon. Proxima b:n kiertorata on hyvin lähellä tähtensä pintaa sen kiertäessä radallaan tähden ympäri vain 11 päivässä. Se taas tarkoittaa, että pienetkin tähden purkaukset voivat vaikuttaa Proxima b:n pintaolosuhteisiin merkittävällä tavalla. Ja Proxima Centauri purkautuu usein ja verrattaen voimakkaasti. Joidenkin arvioiden mukaan Proxima b:n pinnalle saapuu 30 kertaa enemmän ultraviolettisäteilyä kuin Maahan ja jopa 250 kertaisesti röntgensäteilyä. Purkaukset ovatkin voineet hajottaa planeetan pinnan vesimolekyylejä ja saada kevyen vedyn karkaamaan avaruuteen mutta edes tämä prosessi ei luultavasti tuomitse planeettaa elinkelvottomaksi.


Proxima b ei kuitenkaan ole yksin. Tähden kiertoradalta havaittiin jo vuonna 2020 toinenkin kiertolainen, ulkoplaneetta Proxima c, joka on massaltaan noin seitsemän kertaa Maapallon kokoinen, luultavasti jäinen supermaapallo. Löytö saatiinkin pian varmennettua riippumattomasti. Planeetasta on mahdollisesti jopa havaittu merkkejä suoraan kuvaamalla, mikä tarkoittaisi sitä, että sen havaitseminen vasta vuodenvaihteessa avaruuteen ammutun James Webb -avaruusteleskoopin avulla olisi mahdollista jo kuluvan vuoden aikana. Asiassa on tietenkin monia mutkia — on mahdollista, että alustava suoraan kuvaamalla saatu havainto on vain jokin epätodennäköinen havaintolaitteiston aiheuttama anomalia ja planeetan todellinen kirkkaus onkin huomattavasti heikompi. Silloin edes Webb ei kykenisi sitä näkemään. Havaintoa kannattaa kuitenkin ehdottomasti koettaa, koska tarjolla olisi ensimmäinen valokuva supermaapallosta toisen tähden kiertoradalla. Proxima Centauria ympäröi myös pölyrengas, mikä tarkoittaa sitä, että järjestelmässä on runsain mitoin planeettoja pienempiä kappaleita Aurinkokunnan ja monien muiden tyypillisten planeettakuntien tapaan.

Tuorein löytö on pieni, massaltaan vain noin kaksi kertaa Marsin kokoinen sisempi planeetta Proxima d, lämmin kiviplaneetta, joka kiertää tähden ympäri vain viidessä päivässä. Planeetasta aiemmin saadut viitteet on nyt varmennettu ja sen olemassaolo vaikuttaa selvältä. Koska olen vuosien saatossa analysoinut roppakaupalla Proxima Centaurista tehtyjä havaintoja, palasin katsomaan mitä tuloksia olinkaan saanut käymällä vanhoja havaintoja kehittämälläni uudella tekniikalla läpi vuonna 2019. Toden totta, löysin Proxima d:n olemassaolosta kertovan signaalin jo tuolloin huomattavasti nykyistä epätarkemmista havainnoista. En koskaan julkaissut tulosta, koska planeetan olemassaolosta kertova signaali ei ollut tilastollisesti tarpeeksi merkitsevä. Näin jälkikäteen kyseessä on kuitenkin mielenkiintoinen asia, koska Kuvassa 1. näkyvä periodogrammin todennäköisyysmaksimi tarjoaa itse asiassa riippumattoman varmistuksen Proxima d:n olemassaolosta — jos sellaista kukaan sattuu kaipaamaan.

Kuva 1. Periodogrammiksi kutsuttu jaksollisten signaalien etsintään soveltuva tulos Proxima Centaurin havainnoista. Kuvaajassa näkyy korkeimpana todennäköisyysmaksimina 5.19 päivän jaksollisuus, joka vastaa virhemarginaalien puitteissa Proxima d:n signaalia. Kuva: M. Tuomi.

Proxima Centaurin planeettakunnasta saadut tiedot osoittavat, että kyseessä on valtavan monimuotoinen ja kiinnostava järjestelmä, josta luultavasti tehdään jatkossakin vielä runsaasti kiinnostavia havaintoja. Taidan kuitenkin aivan aluksi ottaa yhteyttä Proxima d:n löytäneisiin tutkijoihin ja pyytää heidän havaintonsa uudelleen analysoitavakseni. Kukapa tietää mitä niistä saan menetelmilläni selville.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Planeettakunta tasapanon reunalla

10.2.2022 klo 10.00, kirjoittaja
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus , Synty ja kehitys

Planeettakunnista voidaan saada tietoa yllättävilläkin tavoilla. Yksi niistä on stabiilisuuden tarkastelu tutkimalla kuinka lähellä planeettojen radat ovat kaoottista järjestelmää, joka johtaisi kappaleiden välisiin törmäyksiin tai yhden tai useamman kiertolaisen sinkautumiseen järjestelmän ulkopuolelle. Tutkijat yksinkertaisesti heilauttavat planeettojen ratoja hiukan ja katsovat voiko muokattu järjestelmä pysyä kasassa käyttämällä tietokonesimulaatioita planeettojen radoista pitkälle tulevaisuuteen. Kyseessä on yksi tavoista tehdä tutkimusta pelkällä tietokoneella mutta se onnistuu, koska gravitaatiovoima on niin tarkkaan tunnettu, että sen toimintaa voidaan mainiosti ennustaa pitkissäkin tietokonesimulaatioissa — ainoana vaikeutena on gravitaatiota kokevien monimutkaisten järjestelmien laskennallinen kompleksisuus, joka tekee niiden käyttäytymisen ennustamisesta laskennallisesti raskasta, supertietokoneita vaativaa puuhaa.

Jos pienikin muutos planeettojen radoissa aiheuttaa kaoottista käyttäytymistä, voidaan vetää se johtopäätös, että planeettakunta on stabiilisuuden rajalla, vain hiuksenhienosti katastrofin välttäneenä järjestelmänä. Toisin ei tietenkään edes voi olla — on äärimmäisen epätodennäköistä havaita planeettakunta juuri, kun se on hajoamassa omaan dynaamiseen mahdottomuuteensa. Epästabiilit planeettakunnat ovat luonnollisesti hajonneet jo kauan sitten ja siksi ainuttakaan sellaista ei tunneta.

Yksi mielenkiintoisimmista järjestelmistä on läheinen TRAPPIST-1 -tähden planeettakunta, josta on saatu runsaasti tietoa viime vuosien kuluessa. Sen seitsemän kiviplaneettaa muodostavat mielenkiintoisen, tiukkaan pakatuilla harmonisilla radoilla tähteään kiertävien planeettojen järjestelmän. Tiedämme, että planeetat ovat tiheydeltään Maata pienempiä. Silloin niiden rauta-nikkeli ytimet ovat suhteelliselta kooltaan Maan ydintä pienempiä tai planeettojen koostumuksesta suurempi osa on keveämpää ainesta. Yksi mahdollisuus on planeettojen korkea vesipitoisuus, joko niiden kuorikerroksiin sitoutuneena vetenä tai pintaa peittävinä satojen kilometrien syvyisinä valtamerinä. Mutta planeetat ovat niin lähellä tähteään, että ajateltiin järjestelmän syntyaikoina kirkkaampana loistaneen nuoren tähden haihduttaneen läheltään kaiken veden ja jättäneen planeetat kuiviksi. Hypoteesin mukaan veden olemassaolo, jos sitä tosiaankin on, tarkoittaa sitä, että sen on täytynyt kulkeutua planeetoille myöhemmin. Kyseessä on mainio tieteellinen hypoteesi, joka ennustaa planeettakunnan syntyhistoriaa, auttaa selittämään sen ominaisuuksia, on verrattavissa havaintoihin ja tietokonesimulaatioihin, ja osoittautui uudessa tutkimuksessa vääräksi.

raudan jakaantuminen tasaisemmin planeetan sisälle; suhteellisesti Maan ydintä pienempi rautaydin; tai maankaltainen koostumus päällystettynä paksulla valtamerellä. Kuva: NASA/JPL-Caltech.

Planeettojen koostumuksen tutkiminen perustuen suureksi osaksi vain kahteen numeroon, tietoon niiden fyysisestä koosta ja massasta, on suunnattoman hankalaa mutta onneksemme TRAPPIST-1 -järjestelmästä voi saada tietoa muillakin keinoilla. Ensimmäinen vinkki saadaan mittaamalla järjestelmän planeettojen keskinäistä vuorovaikutusta, kun planeetat kulkevat tähden editse joitakin minuutteja säännöllistä ajankohtaa aiemmin tai myöhemmin.

Kuten kaikki maailmankaikkeuden kappaleet, planeetat vaikuttavat myös toistensa ratoihin vetovoimansa välityksellä. Erityisesti ollessaan lähekkäin, ne heilauttavat toisiaan eri suuntiin tehdessään lähiohituksia radoillaan. Silloin tiheästi pakattujen planeettakuntien kappaleet vilahtavat vuoroin hiukan etuajassa tähtensä pinnan editse, vuoroin ne saapuvat himmentämään tähteään aavistuksen myöhässä. Efekti on pieni verrattuna tyypilliseen ylikulun tunnin tai parin kestoon mutta se on mainiosti havaittavissa määrittämällä jokaisen ylikulun keskiajankohta, eli hetki, jolloin planeetta on kaikkein lähimpänä tähden kiekon keskikohtaa. TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoilla heilahtelu on mainiosti erotettavissa johtuen planeettojen ratojen lähekkäisyydestä ja siitä, että ylikulkuja on havaittu useita. Ilmiö auttaa saamaan tietoa siitä, kuinka stabiili järjestelmä on kyseessä ja kuinka pieni heilahdus planeettojen radoissa suistaisi planeettakunnan kaaokseen. Tuoreessa julkaisussaan, Bordeauxin yliopiston Sean Raymond kollegoineen suoritti tarvittavat laskelmat.

TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetat ovat resonoivilla radoilla. Se on tähtitieteilijöiden jargonia ja tarkoittaa vain sitä, että järjestelmän vierekkäisten planeettojen kiertoaikojen suhde vastaa erittäin tarkasti joidenkin kahden yksinkertaisen kokonaisluvun suhdetta. Tilannetta voi kuvata yksinkertaisella numerosarjalla 24:15:9:6:4:3:2 — kun uloin planeetta kiertää tähden 2 kertaa, toiseksi uloin suorittaa 3 ratakierrosta. Samassa ajassa kaikkein sisin planeetta kiertää tähden ympäri peräti 24 kertaa ja toiseksi sisin 15, mikä saa ne muodostamaan keskenään harvinaisen 8:5 resonanssin. Uloimpien planeettojen 3:2 resonanssi puolestaan on varsin tyypillinen tiiviisti pakattujen planeettojen järjestelmissä. Rataperiodien suhde taas vastaa hyvin tarkkaan kokonaislukujen suhdetta, koska järjestelmä on dynaamisesti stabiilimpi ollessaan resonanssissa. Sillon pienetkin heilahdukset planeettojen radoissa tulevat korjatuksi resonanssiketjun ratoja vakauttavan vaikutuksen ansiosta. Mutta liian suuri heilautus suistaisi planeettakunnan kaaokseen ja hajottaisi sen. Raymondin tutkimusryhmän tulosten mukaan vain oman kuumme kokoisen kappaleen vuorovaikutus riittäisi siihen.

Planeetat päätyvät tiiviiksi ryppäiksi resonoiville radoille jo planeettakunnan synnyn alkuvaiheissa, kun tähden ympärillä on vielä kertymäkiekoksi kutsuttu muodostelma kaasua ja pölyä. Kaasun kitka hidastaa planeettojen ratanopeuksia ja ne siirtyvät hiljalleen kohti tähteään. Aivan tähden läheltä kaasu ja samalla kitkavoimat kuitenkin puuttuvat, joten kiekon sisäreunan saavutettuaan sisin planeetta ei enää liiku sisemmäksi. Sitä ulommat planeetat taas päätyvät niin lähelle toisiaan kuin voivat, koska rataresonanssit sisempien planeettojen kanssa tuottavat kitkaa vastustavan voiman. Syntyy vain juuri ja juuri stabiileja, tiiviitä planeettaryppäitä, joiden tulevaisuus on veitsenterällä.

Pitkien resonanssiketjujen kestävyys on heikkoa ja niiden esiintyminen planeettakunnissa on kohtuullisen harvinaista. Ne voivat rikkoutua helposti — TRAPPIST-1 -järjestelmän tapauksessa vain Kuun verran materianvaihtoa riittäisi järjestelmän muuttumiseen kaoottiseksi. Sellaista massanvaihtoa järjestelmässä ei siis ole tapahtunut, joten planeetat eivät ole myöskään saaneet merkittävää määrää lisämassaa esimerkiksi komeettojen törmäyksien myötä. Koska komeetat ovat koostuneet juuri niistä helpoiten haihtuvista aineksista, pääasiassa vedestä sen kiinteässä olomuodossa, vettä ei ole voinut kulkeutua planeettojen pinnoille merkittäviä määriä muodostumisen jälkeen, vaan sen on täytynyt olla osa planeettojen koostumusta jo niiden syntyajoista asti.

Tilanne on ongelmallista selittää. Vastasyntyneet tähdet ovat kuumia ja aktiivisia ja haihduttavat keveät molekyylit kuten veden nopeasti läheltään. On siis mahdotonta, että planeetat olisivat muodostuneet vesipitoisiksi lähellä nykyisiä ratojaan. Toisaalta, vettä ei ole voinut kulkeutua niiden pinnoille riittävissä määrin myöskään myöhemmissä vaiheissa, koska herkän resonanssijärjestelmän rakenne olisi tuhoutunut. Silloin jää vain kaksi realistista vaihtoehtoa. Joko planeetat ovat kuivia ja niiden rautaytimet ovat pienemmät kuin Maalla ja Venuksella tai planeetat muodostuivat kauempana tähdestään ja ovat vaeltaneet radoilleen etäisyyksiltä, joilta vesi ei ehtinyt koskaan haihtumaan edes tähden oltua nuorena kirkkaampi ja kuumempi. Vailla runsaita määriä vettä, TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoista uloimmat saattavat olla kuin Marsin suurikokoisia vastineita. Vastaavasti, kaksi sisintä järjestelmän maailmaa muistuttavat luultavasti suureksi osaksi Venusta. Planeetoista d ja e taas ovat pintalämpötiloiltaan eniten maankaltaisia mutta niiden pienempi massa, tiheys ja koko tekevät niistä hyvin omanlaisiaan maailmoja (Kuva 2.). Emme voi siksi sanoa aivan varmasti ovatko järjestelmän planeetat elinkelpoisia siinä mielessä kuin termin käsitämme suhteessa omalta planeetaltamme havaittuun elämään — suhteessa sopivan lämpöiseen kiviseen pintaan, jonka päällä vesi pääsee virtaamaan vapaasti. Ehkäpä juuri pinnan elinkelpoisuuden vaatimukset eivät täyty mutta planeetat ovat silti pinnanalaisen mikrobiston valtaamia kuten Maakin.

Kuva 2. TRAPPIST-1 -järjestelmän planeettojen vertailu Aurinkokunnan kiviplaneettoihin huomioiden niiden tiheys, suhteelliset koot ja niiden pinnalle saapuvan säteilyn määrä. Kuva: NASA/JPL-Caltech.

Saamme runsaasti uutta tietoa TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoista aivan lähitulevaisuudessa, kun tuoreeltaan avaruuteen laukaistu James Webb -avaruusteleskooppi kykenee havaitsemaan sen planeettojen kaasukehien koostumuksia. On mahdollista selvittää kaasukehien kemiallisia tasapainotiloja ja saada jopa merkkejä siitä, onko elämä voinut muokata niiden ominaisuuksia aineenvaihdunnallaan. Vaikkemme varmaankaan kykene näkemään varsinaisia biomarkkereita, saamme silti paljon nykyistä kattavamman kuvan planeettojen ominaisuuksista, niiden vesipitoisuudesta ja kehityshistoriasta — sekä siitä, kuinka elinkelpoinen planeettojen kokoelma TRAPPIST-1 -järjestelmä oikein on.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *