Renkaista planeetoiksi
Renkaita on kaikkialla. Ehkäpä tutuimmat avaruuden renkaat löytyvät Saturnuksen ympäriltä, mistä ne historiankirjojen mukaan havaitsi ensimmäistä kertaa Galileo Galilei, kukapa muukaan. Vaikka linssit optisine ominaisuuksineen olivat tuttuja jo ainakin satojen vuosien ajalta ja linssejä oli valmistettukin jo vuosituhansia, ei niiden asettaminen peräkkäin kaukaisten kohteiden tarkkailuun ollut saavuttanut suosiota ennen 1600-luvun alkua, jolloin Galileikin teki havaintonsa. On silti vain sattumaa, että elämme aikakautta, jolloin juuri Saturnuksen renkaat ovat helpoimmin havaittavissa ja ihmiskunnalle tutuimpia. Niiden arvellaan olevan vain noin 100 miljoonaa vuotta vanha rakennelma, joka muodostui Saturnuksen vuorovesivoimien jauhettua yhden planeettaa kiertävistä kuista palasiksi. Vaikka muitakin hypoteeseja on, Saturnuksen rengasjärjestelmä on joka tapauksessa loistokas esimerkki rengasmuodostelmista avaruudessa moninaisine yksityiskohtineen ja erikoisuuksineen.
Muillakin Aurinkokunnan kaasuplaneetoilla on renkaansa. Uranuksen renkaat havaitsi ensi kertaa William Herschel jo 1700-luvun lopulla, vaikka havainnon vahvistusta odotettiinkin aina vuoteen 1977 asti. Jupiterin himmeän rengasmuodostelman löytymiseen vaadittiin puolestaan Voyager 1 -luotaimen ohilento vuonna 1979. Kun Neptunuksen rengasjärjestelmä sai varmistuksensa vuonna 1981, oli selvää, että kaikilla kaasuplaneetoilla on omanlaisensa renkaat ympärillään. Yleistys eksoplaneettakuntiin ja niiden kaasuplaneettoihin on ilmeinen, mutta ei sittenkään ole varmaa, että niistä kaikilla olisi renkaat ympärillään. Lähellä tähteään kaasumaisten eksoplaneettojen rengasjärjestelmien säilymiselle on kantona kaskessaan tähden säteily, mutta kaukaisempien ulkoplaneettakuntien maailmojen rengasjärjestelmät ovat takuulla erittäin yleisiä. Sellaisten muodostumisestakin on jo saatu suoria havaintoja nuorten planeettojen ympärillä.
Myös tähdillä on rengasjärjestelmiä ympärillään. Jo Auringolla sellaisia on selkeästi ainakin kaksi — Marsin ja Jupiterin ratojen väliin sijoittunut kivisistä kappaleista koostuva asteroidivyöhyke sekä Neptunuksen radan ulkopuolella sijaitseva Kuiperin vyöhyke, joka on muodostunut pääasiassa jäästä koostuvista ”likaisista lumipalloista”. Vastaavanlaisia rengasmuodostelmia on runsain mitoin muidenkin tähtien ympärillä mutta niiden rooli saattaa olla huomattavasti aiemmin ymmärrettyä syvällisempi. Vaikuttaa todennäköiseltä, että pienet planeetat vaativat syntyäkseen yleisesti rengasmuodostelmia, joiden rakenne määrittää syntyvien planeettojen massat ja radat. Silloin Maakin olisi syntynyt rengasmaisesta materiamuodostelmasta, eikä niinkään puhtaasti satunnaisesta kappaleiden törmäilystä sisäplaneettakunnan alueella.
Lähtökohtana rengasmuodostelmat
Planeettojen synty ei tietenkään ole täysin satunnaista. Syntyvän tähden pyörimisakselin tasoon muodostuva kertymäkiekko on se ympäristö, jossa planeetat syntyvät fysiikan armottomien lakien vaikutuksesta, ja se tuottaa niiden muodostelmiin tiettyjä ominaispiirteitä. Planeetat syntyvät samassa tasossa ja kiertävät tähteä samaan suuntaan. Se on seurausta pyörimismäärän säilymisestä ja kaiken pyörimisakselin kanssa samansuuntaisen liikkeen vaimenemisesta ja häviämisestä kiekon muodostuessa ja tiivistyessä tasomaiseksi rakennelmaksi. Planeetat voivat muodostua vain kiekon tasossa, koska vain siinä on riittävä materiatiheys. Silloin niiden liike saa automaattiset reunaehdot, joihin voi tuottaa poikkeuksia vain planeettojen lähiohitukset, jotka joskus suistavat planeettoja merkittävästi kiekon tasosta poikeaville radoille.
On olemassa muitakin reunaehtoja, jotka aiheutuvat materian määrän ja siten protoplanetaarisen kiekon aineksen tiheyteen muutoksia eri etäisyyksillä tähdestä. Merkittävin on tähden ”lumiraja”, eli etäisyys, jolla tähden säteily ei enää riitä höyrystämään vesimolekyylejä kaasumaiseksi aineeksi, vaan ne jäävät kiinteäksi jääksi. Kiinteänä aineena, vesijää toimii siksi planeettojen ydinten rakennusmateriaalina lumirajan takana, mikä moninkertaistaa rakennusaineen määrän verrattuna sisäplaneettakuntaan, josta vesi on haihtunut höyrynä pois.
Planeettojen muodostumisen reunaehtoja saattaa olla vielä lisääkin. Tuoreen tutkimuksen mukaan, planeetat eivät muodostukaan millä tahansa etäisyyksillä tähdestä, vaan tietyillä alueilla, rengasmaisissa muodostelmissa, joissa materian tiheys on ympäristöä suurempaa. Planeettojen muodostuminen keskittyy siten kapeille etäisyyksille tähdestä, mikä tekee siitä entistäkin hierarkisempaa ja kontrolloitua kuin on arveltu. Yhdysvaltalaisen Houstonin yliopiston tutkijoiden Sho Shibatan ja Andre Izidoron tuottama planeettojen muodostumista kuvaava malli vaikuttaakin erittäin lupaavalta, koska se onnistuu samanaikaisesti tuottamaan niin havaitun eksoplaneettakuntien ominaisuuksien kirjon kuin Aurinkokunnankin rakenteen, tuottaen tarkasti monia niiden yksityiskohtia.
Avainasemassa on kivisten supermaapallojen ja paksun kaasuvaipan omaavien minineptunusten muodostumisen erot. Kyse on kahdesta yleisestä planeettatyypistä, joita löytyy ylivoimaisesta valtaosasta planeettakuntia. Shibatan ja Izidoron malli kuitenkin ennustaa niiden muodostuvan eri alueilla — supermaapallot noin Maan ratasäteen etäisyydellä, kun taas minineptunukset muodostuvat suunnilleen kymmenen kertaa kauempana lumirajan takana. Se tarkoittaa samalla ,että niiden muodostumisprosessit ja koostumukset ovat laadultaan erilaisia, mikä tuottaa planeettatyyppien välille fysikaalisia eroja. Ennen kaikkea, malli tuottaa vähemmän planeettoja supermaapallojen ja minineptunusten välimaastoon, mistä on tehty havaintoja avaruusteleskooppien ylikulkuhavainnoista. Noin 1.4 kertaa Maan kokoiset supermaapallo ja 2.4 kertaa Maan kokoiset minineptunukset ovat kaikkein yleisimpiä havaittuja planeettatyyppejä, kun taas niiden välillä noin 1.8 kertaa Maan kokoisia planeettoja on huomattavasti vähemmän. Havainnolla voi olla se yksinkertainen selitys, että rengasmaisille alueille keskittyvä planeetojen muodostuminen suosii tiettyjä kokoja ja koostumuksia.
Tunnetuista eksoplaneettakunnista saadaan mallille lisää tukea. Jos planeettojen muodostuminen on keskittynyt verrattaen kapeiden renkaiden alueelle, yhdestä renkaasta muodostuu tyypillisesti kourallinen planeettoja, jotka ovat kooltaan hyvin samankaltaisia. Ne asettuvat radoille, joiden väleissä ei ole tilaa ylimääräisille kappaleille planeettojen ollessa pakkautuneina niin lähekkäin kuin vetovoimalait vain sallivat. Juuri sellaisia järjestelmiä planeettojen muodostuminen näyttääkin suosivan. Esimerkiksi tunnettu TRAPPIST-1 järjestelmä, jossa seitsemän hyvin samankokoista planeettaa kiertää tähteään tiukkaan pakatussa järjestelmässä, voi siten olla hyvin tyypillinen renkaasta muodostunut planeettakunta.
Planeettakunnat kuitenkin kehittyvät monivaiheisesti, ja planeetta-alkioiden synty on vasta ensimmäinen askel järjestelmien muotoutuessa lopulliseen järjestykseensä. Shibatan ja Izidoron esimerkkisimulaatioiden avulla saakin mainion kokonaiskuvan yleisistä planeettakuntien muotoutumiseen vaikuttavista lainalaisuuksista. Tutkijat suosivat kahden renkaan mallia, jossa sisemmässä planeettakunnassa, noin yhden AU:n etäisyydellä tapahtuu runsasta planeettojen muodostumista tuottaen kivisiä planeettoja, joiden koostumukseen ei kuulu merkittäviä määriä vettä. Se on supermaapallojen ja maankaltaisten kiviplaneettojen joukko, josta myös elinkelpoiset planeetat voivat saada alkunsa Maan tapaan. Toinen rengas muodostuu ulkoplaneettakuntaan, lumirajan ulkopuolelle noin 10 AU:n etäisyydelle, ja sen planeetat ovat koostumukseltaan hyvin vetisiä saaden minineptunuksille tyypilliset paksummat kaasuvaipat ympärilleen. Mutta muodostuvat planeetat eivät jää paikoilleen.
Ulkoplaneettakunnan minineptunukset saattavat vaeltaa sisemmäksi, ja sellaisia tunnetaankin useista eksoplaneettakunnista hyvinkin läheltä tähtiään (Kuva 2.). Planeetat voivat vaeltaa tähteä ympäröivän kertymäkiekon vaikutuksesta, ja ne vaeltavatkin tyypillisesti lähemmäs tähteään. Se muuttaa jotkut kauempana muodostuneista viileistä minineptunuksista kuumiksi planeetoiksi tähtiensä lähellä.
Koska simulaatiomalliin perustuva planeettakuntien muotoutuminen selittää hyvin tunnettujen eksoplaneettojen ja eksoplaneettakuntien tilastollisia ominaisuuksia, on sen perusteella mahdollista tehdä myös ennusteita. Shibata ja Izidoro arvioivat, että kuumien supermaapallojen ja minineptunusten järjestelmiin jää myös elinkelpoisen vyöhykkeen kiviplaneettoja. Jotkut jopa sellaisia, jotka kokevat myöhäisiä protoplaneettojen törmäyksiä, kuten Maan kokema Kuun muodostumiseen johtanut tapaus.
Vaikkei maankaltaisia planeettoja synnykään automaattisesti tai väistämättä, noin joka sadannessa tapauksessa elinkelpoiselle vyöhykkeelle päätyy vesipitoinen ja Maapallon kokoinen planeetta, joka tarjoaa ideaaliset mahdollisuudet elämän synnylle ja kehittymiselle. Tulos tarkoittaa sitä, että eläviä planeettoja ei kannata etsiä yksinomaan järjestemistä, joissa on Jupiterin ja Saturnuksen kaltaisia ulkoplaneettakunnan jättiläisplaneettoja, kuten Aurinkokunnassa.
Vastaa
Kuolleena kuopattu
Väitetyn biomarkkerin väitetystä löydöstä väitetysti elinkelpoisen planeetan K2-18 b kaasukehässä on kulunut vasta muutama viikko, ja ensimmäiset kiinnostavat havaintojen uudelleenanalysoinnit on jo julkaistu. Oikeastaan riippumattomia tieteellisen vertaisarvioinnin läpikäyneitä tuloksia ei vielä ole, mutta tulosten odottaessa virallista tieteellistä leimaansa, niiden sanomaa voidaan jo tarkastella tutkijoiden saatettua artikkeleitaan luettaviksi ennakkojulkaisuina.
Arizonan osavaltion yliopiston tutkijoiden ja astronomi Luis Welbanksin johtaman ryhmän artikkeli käy käsiksi Nikku Madhusudhanin väitettyyn biomarkkerin havaintoon määrätietoisella tavalla. Lähtökohtaisesti, tavoitteena on määrittää mitä molekyylejä eksoplaneetan kaasukehässä on suodattamassa tähden valoa ylikulkujen aikana. Silloin on valittava edustava ja kattava joukko mahdollisia molekyylejä, ja tarkasteltava havaintoja suhteessa niihin kaikkiin. Jotta olisi mahdollista määrittää mitkä molekyylit suodattavat säteilyä pois eri aallonpituuksilla, on laskettava millä todennäköisyydellä niiden läsnäolo vaaditaan havaintojen selittämiseksi. Lisähaasteita ja rajoitteita tuovat fysiikan ja kemian lainalaisuudet, mutta ne auttavat rajoittamaan mallivalintaa vain vähän. Malliin vaikuttavat lisäksi planeetan pilvisyys ja pilvien peittävyys, kaasukehän lämpötilajakautuman ja paineen vaikutus, sekä kemiallisten reaktioiden herkkyys erilaisissa olosuhteissa ja erilaisten molekyylien läsnäollessa.
Kokonaisuutena oleelliseksi muodostuu kaksi tekijää. Ensimmäinen tekijä on se, kuinka paljon yksittäisen molekyylin lisääminen kaasukehän malliin parantaa mallin selitysvoimaa ja sopivuutta havaintoihin. Jos parannus on merkittävää, on molekyylin sisältävän mallin paremmuus osoitettu ainakin suhteessa malliin, jossa molekyyliä ei ole. Kyse on kuitenkin valtavasta havaintojen analysointiprojektista. On lisättävä malliin yksi molekyyli kerrallaan, laskettava lukuarvo mallin todennäköisyydelle, ja verrattava tulosta muita molekyylejä tai niiden yhdistelmiä sisältäville malleille. Mitä useampi molekyyli malliin lisätään, sitä paremmin malli saadaan sopimaan mihin tahansa havaintoihin, mikä on huomioitava analysoinnissa. Monimutkaisempia malleja on siksi rangaistava monimutkaisuudestaan tieteenfilosofiaa lukeneille tutun Occamin partaveitsen mukaisesti.
Ongelma ei kuitenkaan ratkea puhtaan mekaanisesti erilaisia malleja vertaamalla, koska kuvaan saapuu toinen syy. Mahdollisten mallivaihtoehtojen määrä kasvaa nopeasti aivan liian suureksi mallinnettavien molekyylien määrän kasvaessa. Yksittäisen molekyylin suhteen on kaksi mallinnusvaihtoehtoa. Joko molekyyli on mukana mallissa tai ei ole. Silloin jo kymmenen molekyylin valinta tuottaa erilaisia mallivaihtoehtoja yli tuhat. Vastaavasti, kahdenkymmenen molekyylin testaaminen tuottaa jo yli miljoona mallivaihtoehtoja, joten ei ole minkäänlaisia realistisia mahdollisuuksia käydä läpi koko mallivaihtoehtojen skaalaa kattavalla tavalla. Planeettojen kaasukehissä voi kuitenkin ajatella olevan useita kymmeniä molekyylejä havaittavina pitoisuuksina, joten tutkijoiden on koetettava rajoittaa mallien määrää subjektiivisilla tavoilla. Ei kuitenkaan liian radikaalisti, jotta ei päädyttäisi vertailemaan liian suppeaa mallikokoelmaa.
Tilanteessa on erinomaisia oikopolkuja. Jos jotkin tutkijat raportoivat joidenkin molekyylien signaalien selittävän havainnot, on yksinkertaisesti riittävää tulosten kyseenalaistamista etsiä toisia realistisia molekyylien kombinaatioita, jotka sopivat havaintoihin yhtä hyvin. Jos jonkin biomarkkeriksi ajatellun molekyylin havainto voidaan selittää yhtä hyvin tai jopa paremmin toisten, elottomissa prosesseissa syntyvien molekyylien avulla, on selvää, että elämän merkkien havaintoa ei voida pitää millään tavalla uskottavana. Madhusudhanin ryhmän tulosten suhteen muita mahdollisia molekyylejä löytyykin mainiosti. Welbanks kollegoineen raportoi, miten useat elottomissa prosesseissa syhtyvät kaasut voivat selittää planeetan K2-18 b kaasukehän havainnot, ja parhaaksi kombinaatioksi he ehdottavat metaanin, hiilidioksidin ja propyynin seosta (Kuva 1.). Propyyni on kolmen hiiliatomin ja neljän vetyatomin muodostama yksinkertainen molekyyli, jota on havaittu omassa aurinkokunnassammekin. Sitä esiintyy jokaisen kaasuplaneettamme kaasukehässä, ja yhdistettä on havaitu myös Saturnuksen kuun, Titanin, kaasukehästä. Biomarkkereiksi kaavailtujen molekyylien, kuten dimetyylisulfidin, olemassaoloa ei siten tarvita millään tavalla selittämään planeetan K2-18 b kaasukehästä tehtyjä mittauksia. On siksi mahdotonta sanoa, että puheilla elämän merkkien havaitsemisesta voisi olla tapauksen suhteen minkäänlaista spekulaatiota suurempaa arvoa.
Huomionarvoista Welbanksin ryhmän tuloksissa on heidän testinsä erilaisilla hiilivedyillä, joita tiedetään esiintyvän kaasuplaneettojen kaasukehissä. Tutkijoiden mukaan, mitkä tahansa hiilivedy, joita he mallissaan koettivat (yhteensä 90 erilaista), paransivat mallin sovitusta suhteessa yksinkertaiseen vertailumalliin, joka sisälsi vain kahta kaasua, metaania ja hiilidioksidia. Lisäksi, kokonainen kourallinen hiilivetyjä erilaisia paransi mallia enemmän kuin Madhusudhanin ryhmän suosikkimolekyyli, dimetyylisulfidi. Siksi jonkinlainen kaasuplaneetoille tyypillinen, elottoman kemian kaasuseos selittää havainnot aivan mainiosti sikäli, kun ylimääräisiä selittäviä tekijöitä edes tarvitaan. Verrattuna ainoastaan metaania ja hiilidioksidia sisältävään malliin, minkään yhdisteen havaintoa ei voitu tehdä riittävän merkitsevällä tavalla, jotta voitaisiin puhua molekyylin tosiasiallisesta havainnosta.
Tieteen parasta antia on kuitenkin pluralismi, kun tutkijat esittävät omia tuloksiaan omista lähtökohdistaan käsin varsin auliisti. Vaikka jokaisella on omat subjektiiviset ajatuksensa ennen havaintojen tekoa ja niiden analysointia, on tutkijoiden päätelmissä nähtävissä yhteneväisyyttä jokaisen tehdyn havainnon jälkeen. Kaikki havainnot pakottavat tutkijat hylkäämään joitakin aiempia näkemyksiään, paitsi niiden kohdalla, jotka ovat olleet oikeassa. Ja vaikka konsensusta ei suoranaisesti löytyisikään, jokainen uusi havainto vie lähemmäksi totuutta, joskin vain pienen askeleen kerrallaan.
Pluralismia planeetan K2-18 b tapauksessa edustaa toinen hiljattain ennakkojulkaisuna ilmestynyt artikkeli, jonka kirjoittajana on Lorenzo Pica-Camarra ryhmineen Cambridgen yliopistosta, Englannista. He raportoivat käyneensä läpi peräti 650 erilaista molekyyliä etsiessään parasta tapaa selittää JWST:n kahdella eri instrumentilla otetuissa läpäisyspektreissä olevia vaihteluita. Ryhmä toteaa julkaisussaan parhaiden molekyylien olevan dimetyylisulfidi, dietyylisulfidi ja metyyliakrylonitriili, joista jälkimmäiset ovat jo verrattaen monimutkaisia mutta jokainen syntyy omalla planeetallamme vain elävien organismien aineenvaihduntatuotteena.
Pica-Camarra kumppaneineen raportoikin kattavalla tavalla kuinka hyvin luettelon molekyylit sopivat havaintoaineistoon kokonaisuutena. Tulokset ovat täysin sopusoinnussa Welbanksin julkaisun tulosten kanssa. Myös Pica-Camarra havaitsi propyynin olemassaolon sopivan havaintoihin oikein hyvin, joskin eräs toinen molekyyli sopi vieläkin paremmin. Kloorietaani osoitautui parhaaksi vaihtoehdoksi, mutta artikkelissa ei kuitenkaan vaikutettu huomioivan kloorietaanin esiintymisen mahdollisuutta millään konkreettisella tavalla ja lopulta artikkelissa lähinnä päätellään dimetyylisulfidin selittävän havainnot oikein hyvin. Uskon kyseen olevan subjektiivisesta valinnasta, joka johtuu siitä, että artikkeli on saman Nikku Madhusudhanin johtaman ryhmän käsialaa, joka julkaisi alkuperäisen tutkimuksen dimetyylisulfidin löydöstä biomarkkerina.
Tieteellisenä käytäntönä kyse on joka tapauksessa omituisesta toiminnasta. Tutkijoiden tulosten perusteella voidaan sanoa jälleen kerran, että läpäisyspektrit antavat viitteitä jonkin yhdisteen tai yhdisteiden vaikutuksesta havaintoihin, mutta yhdenkään molekyylin havainto ei ole riittävän merkitsevä, jotta sitä voitaisiin kutsua todelliseksi havainnoksi. Lisäksi, useiden molekyylien (puhumattakaan niiden yhdistelmistä) voidaan katsoa selittävän havainnot aivan yhtä hyvin. Se, miksi tutkijat sittenkin edelleen keskityvät biomarkkeriksi ajateltuun dimetyylisulfidiin on tulkintani mukaan ryhmän rakastumista omiin ajatusrakennelmiinsa. Kovin tieteellisenä sitä ei voida pitää.
Yhdestä asiasta olemme kuitenkin yhtä mieltä. Jotta planeetan K2-18 b luonne ja koostumus selviäisivät luotettavammalla tavalla, tarvitaan lisää havaintoja. Ei kuitenkaan ole minkäänlaisia syitä ajatella planeetan olevan mitään muuta kuin tavallinen minineptunus, jonka kaasukehässä toden totta esiintyy monipuolista kemiaa. Elävien organismien aineenvaihduntatuotteksi tulkituista yhdisteistä ei kuitenkaan voida sanoa mitään varmaa, ja koko planeetta tuskin on millään kuviteltavissa olevalla tavalla elinkelpoinen.
Vastaa
Planeetta K2-18 b ja elämän merkkien etsintä
Kun Cambridgen yliopiston tutkijat julkaisivat tiedotteensa, jossa kertoivat havainneensa ”toistaiseksi vahvimpia viitteitä biologisesta aktiivisuudesta Aurinkokunnan ulkopuolella”, moni eksoplaneettoihin ja astrobiologiaan erikoistunut tutkija pyöritti päätään pettymyksen merkiksi. Tieteessä ensimmäisen reaktion toki kuuluukin sisältää tervettä epäuskoa ja skeptisyyttä ja kaikenlainen skeptisyys on täysin ymmärrettävää, suorastaan vaatimuksena, kyseen ollessa niin valtavan suuresta tuloksesta. Mutta jo tuloksen kursorinen tarkastelu osoittaa tutkijoiden päättelyketjun olevan täynnä aukkoja ja oletuksia, joiden taustalle ei ole esittää kovinkaan vahvoja perusteluita. Kirjoitin heti tuloksesta kuultuani nopean kommentin asiaan liittyen, mutta huolellisempi tarkastelu paljastaa vielä lisääkin ongelmakohtia ja tarjoaa mainion esimerkin siitä, miksi elämän merkkien havaitsemisesta ei saisi puhua liian heiveröisin perustein. Kun kyse on järisyttävän suurista tuloksista, olisi niiden perustusten oltava poikkeuksellisen vakaat. Muutoin koko tieteellisen päättelyn korttitalo sortuu heti kättelyssä.
Eksoplaneettatutkijoiden keskuudessa vallitsee jonkinlainen konsensus, että tuoreessa tapauksessa planeetan K2-18 b suhteen puheet elämästä ovat täysin ennenaikaisia ja vailla perustaa. Nostan esiin kolme suurta ongelmakohtaa, joiden ratkaiseminen on välttämätöntä ennen kuin voidaan edes puhua siitä hypoteettisesta ja kaukaisesta mahdollisuudesta, että planeetan K2-18 b pinnalla olisi jonkinlainen biosfääri ja se olisi ensimmäinen tunnettu toista tähteä kiertävä elollinen planeetta. Pureudun ongelmiin tässä tekstissä.
1. Dimetyylisulfidin havainto
Cambridgen yliopiston tutkijoiden julkaisema tutkimus keskittyy pääosaltaan yhteen ainoaan asiaan. Sen tarkoituksena on osoittaa, että James Webb -avaruusteleskoopin uusillla havainnoilla on saatu tehtyä dimetyylisulfidiksi kutsutun molekyylin tilastollisesti merkitsevä havainto planeetan K2-18 b kaasukehästä. Professori Nikku Madhusudhanin johtama tutkimusryhmä on valjastanut kaikkein tarkimman olemassaolevan tähtitieteellisen instrumentin vetämään tieteellistä rekeään vain saadakseen selville onko planeetan kaasukehässä merkkejä yhdestä ainoasta molekyylistä. Ryhmä kertoi saaneensa vihiä molekyylista jo paria vuotta aiemmin, mutta tuolloin ei oikeastaan voitu puhua minkäänlaisesta positiivisesta tuloksesta. Havainto oli erittäin hataralla pohjalla ja on suorastaan hämmästyttävää, että se riitti perusteeksi havaintoajan saamiseen maailman parhaalta avaruusteleskoopilta.
Havainnot on nyt kuitenkin tehty ja on aika tarkastella niitä tarkemmin. Tutkijoiden koejärjestely on periaatteessa hyvin suoraviivainen. JWST on valjastettu havaitsemaan planeetan ylikulkuja yhdellä teleskoopin instrumenteista, joka on herkkä infrapuna-aallonpituuksilla välillä 6-12 mikrometriä. Instrumentti on valittu siten, että sen havainnoista voidaan saada selville merkkejä dimetyylisulfidista, joka absorboi tähden säteilyä suunnilleen 7-8 ja 10-11 mikronin alueilla. Niillä aallonpituuksilla tähden säteily saa dimetyylisulfidin molekyylit värähtelemään niille ominaisella tavalla, jolloin molekyylit suodattavat aallonpituuksien säteilyä pois. Seurauksena sitä saapuu hiukan vähemmän mittalaitteeseemme. Jos havaitaan planeetan himmentävän tähteään hiukan enemmän kyseisillä aallonpituuksilla, on silloin mahdollista, että kaasukehässä oleva dimetyylisulfidi saa säteilyä absorboidessaan planeetan näyttämään hiukan muita aallonpituuksia suuremmalta. Periaatteellisella tasolla yksinkertaiseen tieteelliseen kokeeseen liittyy kuitenkin useita havaintoa hankaloittavia yksityiskohtia.
Ensimmäinen hankaluus riittyy valintaan siitä, mihin vertaamme kahdella aallonpituusvälillä havaittavaa säteilyn absorptoita ja siten planeetan näennäisen suurempaa kokoa. Vertailukohta on periaatteessa helppoa muodostaa laskemalla planeetan absorptiospektri erilaisille kaasukehän koostumuksille, joissa joko on dimetyylisulfidia tai ei ole. Kun laskettuja spektrejä verrataan havaintoihin, on mahdollista arvioida mikä eri koostumuksia kuvaavista malleista sopii havaintoihin parhaiten. Jos dimetyylisulfidia sisältävät mallispektrit sopivat havaintoihin järjestelmällisesti paremmin kuin spektrit, joista molekyyli puuttuu, voidaan katsoa havaintojen selittyvän parhaiden dimetyylisulfidin läsnäololla kaasukehässä. Silloin on vain tarkasteltava kuinka todennäköistä dimetyylisulfidin merkkien läsnäolo havainnoissa on.
Madhusudhan ryhmineen raportoi dimetyylisulfidin havainnon olevan merkitsevyydeltään kolme sigmaa. Se on tutkijoiden ammattijargonia, joka tarkoittaa, että jos dimetyylisulfidia ei olisi lainkaan, olisi vain 0.3% todennäköisyys saada sattumalta mittauksia, joista sen olemassaolo havaittaisiin virheellisesti. Toisin sanoen, jos havainnot ja koko koejärjestely toistettaisiin tuhat kertaa, saattaisi kolmella kerroista sattua pelkän havaintojen kohinan ansiosta tilanne, jossa molekyyli kaikesta huolimatta havaittaisiin, vaikkei sitä olisi olemassakaan. Kolme kertaa tuhannesta ei kuitenkaan vielä ole niin merkitsevä tulos, että siihen voitaisiin luottaa kuin peruskallioon. Tyypillisesti vaaditaankin viiden sigman tulosta, jolloin vastaava virheen mahdollisuus on enää vain yksi kerta 1.7 miljoonasta. Numeroiden perusteet voi halutessaan käydä kertaamassa liki mistä tahansa tilastomatematiikan perustason tekstistä.
Havainto ei siis ole riittävän vankalla pohjalla vahvojen väitteiden esittämiseksi edes tutkimusryhmän itsensä mielestä, ja he asettelevatkin sanansa verrattaen varovaisesti tiedotteessaan. Itse tieteellisessä julkaisussa on tosin muutakin. Tutkijat vertaavat mallia, jossa dimetyylisulfidia on, kanoniseksi malliksi kutsumaansa vertailumalliin. Sen he puolestaan rakentavat jättämällä kaikkien muiden molekyylien merkit pois yli 9 mikrometrin aallonpituuksilta, jolloin alueella havaittujen variaatioiden selitykseksi sallitaan vain joko dimetyylisulfidi tai ei mitään. Ei siten oikeastaan ole ihme, että dimetyylisulfidille saadaan tilastollisesti merkitsevältä vaikuttava havainto.
Molekyylien havaintojen todennäköisyyksiä voidaan kuitenkin arvioida toisellakin tavoin. Voidaan laskea mikä olisi todennäköisyys saada aikaiseksi havainnot olettaen tietty mallispektri. Jos laskelman toistaa kahdelle mallille, joista toisessa on dimetyylisulfidin jäljet ja toisessa ei ole, saadaan mallivertailun tuloksena todennäköisyydet sille, että mallit selittävät havainnot. Madhusudhan ryhmineen raportoikin sellaisia todennäköisyyksiä julkaisussaan. Ne vain näyttävät olevan kuin toisesta maailmasta. Erilaisille havaintojen prosessoinneille, dimetyylisulfidia sisältävien mallispektrien todennäköisyyksiksi saadaan systemaattisesti arvoja välillä 94-99%. Jää siis varsin korkea 1-6% todennäköisyys, että dimetyylisulfidia ei tarvita havaintojen selittämiseen jopa siinäkin tilanteessa, että ainoa tarkasteltava molekyyli on juuri dimetyylisulfidi. Sellainen tulos ei täytä millään mittapuulla positiiviselta havainnolta vaadittavaa tilastollista varmuutta.
Kaikeksi huipuksi Cambridgen tutkimusryhmä luottaa vain yhteen JWST:n havaintojen prosessointiohjelmistoon, eikä vertaile tuloksia prosessoimalla havaintonsa toisilla, riippumattomilla menetelmillä. Eri prosessointien tiedetään vaikuttavan tuloksiin merkittävällä tavalla, ja tuottavan ajoittain jopa täysin poikkeavia havaintoja eri molekyyleistä, jos molekyylien signaalit ovat heikkoja. Ilman sellaista vertailua, jonka toiset tutkimusryhmät tulevaisuudessa taatusti suorittavat, dimetyylisulfidin olemassaolosta saatujen havaintojen uskottavuus on erittäin heikkoa. Esimerkiksi ryhmän aiempien havaintojen riippumattoman analysoinnin tulokset ovat juuri nyt vertaisarvioinnissa. Vaikuttaa siltä, että Madhusudhanin ryhmineen aiemmin raportoima hiilidioksidin havainto ei esimerkiksi näytä kestävän datan analysointia riippumattoman ryhmän toimesta.
2. Dimetyylisulfidin rooli biomarkkerina
Dimetyylisulfidi on pääroolissa yksinkertaisesta syystä. Maapallon fysikaaliskemiallisissa olosuhteissa dimetyylisulfidia ei synny merkittäviä määriä elottomista kemiallisista prosesseista. Molekyylin ainoana merkittävänä lähteenä Maapallolla toimii merten yhteyttävä kasviplankton, joka pumppaa molekyyliä ilmakehään tasaisella tavalla tuottaen planeettamme kaasukehään noin yhden miljardisosan pitoisuuden nopeasti ultraviolettivalon vaikutuksesta hajoavaa molekyylia. Kyseessä on silloin biomarkkeriksi katsottava molekyyli, jos olosuhteet ovat suurelta osin kuten omalla planeetallamme. Se tosiasia, että Maassa ei ole elottomia prosesseja, jotka voisivat tuottaa merkittäviä määriä dimetyylisulfidia ei kuitenkaan sulje pois mahdollisuutta, että molekyyliä syntyisi täysin toisenlaisissa olosuhteissa merkittävä määriä.
Molekyylia on ehdotettu biomarkkeriksi sopivien maankaltaisten ja sitä suurempien kivisten eksoplaneettojen kaasukehissä tietyin edellytyksin. Yksi sellainen edellytys on maankaltaisuus, ja että kyse olisi edes kiviplaneetasta. Mutta K2-18 b ei ole kiviplaneetta, vaan koostuu merkittävästi keveämmistä aineksista ja on tiheydeltään vain noin puolet Maasta, vaikka onkin massaltaan likimain yhdeksänkertainen. Sen perusteella planeetta poikkeaa Maasta täysin, eikä ole millään lailla realistista arvella samojen molekyylien voivan toimia sen olosuhteissa biomarkkereina kuin maankaltaisilla planeetoilla.
Tuore tutkimus toisesta, hiukan pienemmästä ja kuumemmasta, mutta muutoin vastaavasta minineptunuksesta TOI-270 b paljastaa tietoja monipuolisesta rikkiyhdisteiden kemiasta. Sen kaasukehästä on raportoitu merkkejä monista molekyyleistä (Kuva 1.), mukaan lukien yksinkertaisista rikin yhdisteistä, vaikka vaihtoehtoisia selitysmalleja ei aivan ole voitukaan sulkea pois. Myös dimetyylisulfidista (joka siis on rikin hiukan monimutkaisempi yhdiste) saatiin heikkoja merkkejä, mutta se ei ole lainkaan odottamatonta. Planeetan kaasukehän alempien osien lämpötiloissa rikkiyhdisteet ovatkin kemiallisesti mahdollisia, vaikkeivät aivan esiinnykään niin suurina pitoisuuksina kaasukehän yläosissa, että JWST:n havainnot voivat niiden olemassaolon paljastaa. Merkitsevää on kuitenkin se, että TOI-270 d on laskennalliselta tasapainolämpötilaltaan vain 70 astetta lämpimämpi kuin K2-18 b. Kukaan ei kuitenkaan ole ehdottanut dimetyylisulfidin merkkien olevan biomarkkeri planeetan TOI-270 d olosuhteissa.
Itse asiassa, TOI-270 d on varsin outo maailma (Kuva 2.). Kovassa paineessa ja kuumuudessa, sen kivinen ydin on sulana magmana paksun, alaosistaan nesteeksi puristuneen kaasukehän alapuolella. Sen havainnoista saadaan selville tietoja vain kaasukehän yläosan koostumuksesta, josta onkin havaittu runsaasti merkkejä molekyyleistä kuten metaani ja hiilidioksidi. Mutta elinkelpoisuudesta ei arvioiden mukaan ole tietoakaan, koska syvemmällä paksun kaasukehän sisuksissa lämpötilat saattavat kohota jopa yli tuhannen kelvinasteen — saavuttaen 3000-4000 K lämpötilan planeetan kaasukehän ja magmasta koostuvan vaipan rajapinnassa.
Sellaisissa olosuhteissa rikin kemia on huomattavasti erilaista kuin maapallolla, ja monimutkaisempienkaan rikin molekyylien esiintyminen havaittavissa määrin kaasukehän yläosissa ei ole mahdotonta. Se tekee dimetyylisulfidista kaikkea muuta kuin biomarkkerin planeetalle KOI-270 d ja sama tilanne on hyvinkin mahdollinen planeetan K2-18 b suhteen. Vailla kattavia ja yksityiskohtaisia havaintoihin pohjaavia teoreettisia malleja minineptunusten koostumuksesta, on mahdotonta sanoa voiko jokin niistä olla ehdotetulla tavalla hyseaaninen planeetta, jonka pintaa peittää paksu valtameri, ja jonka olosuhteissa elämä voisi kukoistaa tuottaen biomarkkereiksi kaavailemiamme kaasuja. Ei yksinkertaisesti ole vakuuttavia perusteita ajatella dimetyylisulfidin olevan minineptunusten kaasukehissä biomarkkerin roolissa.
3. Planeetan K2-18 b elinkelpoisuus
Pohjimmiltaan K2-18 b on minineptunus, jolla on lähes varmasti paksu kaasukehä omaamme verrattuna. Sen kaasukehä koostuu pääasiassa vedystä, jonka joukossa on pieniä määriä erilaisia yhdisteitä. Planeetan ollessa massaltaan peräti noin yhdeksänkertainen Maahan verrattuna, sen on pakko olla olemukseltaan hyvin toisenlainen maailma. Mutta jos planeetta on niin massiivinen ja pienemmilläkin eksoplaneetoilla arvellaan olevan paksuja kaasuvaippoja, kuten TOI-270 d:n esimerkki osoittaa, mihin arviot elinkelpoisuudesta ylipäätään perustuvat?
Hyseaaninen koostumus on vain yksi planeetan K2-18 b koon ja massan havaintoihin sopivista mahdollisista vaihtoehdoista. Muita mahdollisia koostumuksia ovat planeetan luonne tyypillisenä minineptunuksena, jolla on paksu kaasuvaippa kuten monilla muillakin vastaavankokoisilla eksoplaneetoilla. Kyse voi olla jonkinlaisesta kääpiökokoisesta kaasuplaneetasta, jonka suurta kivistä ydintä peittää paksu kaasukehä. Tarkka koostumus kuitenkin vaikuttaa planeetan fysikaalisiin ominaisuuksiin, jotka puolestaan sanelevat minkälainen kemia on sen olosuhteissa mahdollista. Siten tiedot planeetan kaasukehän kemiasta kertovat myös yksityiskohtia sen koostumuksesta paljon tarkemmin kuin pelkät perustiedot massasta ja fyysisestä koosta koskaan voisivat. Ongelmana vain ovat vaikeudet saada tietoja erilaisista kemiallisista yhdisteistä planeetan kaasukehässä.
Alkuperäiset havainnot vesihöyrystä planeetan kaasukehässä, jotka herättivät runsaasti huomiota vuonna 2019, osoittautuivat vääriksi, koska riippumattomat tutkimusryhmät eivät kyenneet toistamaan niitä. Ei edelleenkään ole varmaa tietoa vedestä planeetan K2-18 b:n kaasukehässä, eivätkä hypoteesit sen kaasukehän alla olevasta valtamerestä ja siten hyseaanisesta luonteesta ole siltä osin alkuunkaan havaintojen tukemia. Metaanin merkit kaasukehässä ovat huomattavan voimakkaita, ja metaanin absorption katsotaan tuottaneen myös virheellisen veden havainnon. On huomionarvoista, että merkit vedestä raportoi nekin Nikku Madhusudhanin ryhmä. Sama ryhmä havaitsi vuonna 2023 merkkejä niin metaanista kuin hiilidioksidistakin, ja jälleen vaikuttaa siltä, että vain tiedot metaanista jäävät kumoamatta riippumattomien ryhmien toimesta, koska riippumattomien tutkijoiden tekemässä tutkimuksessa hiilidioksidin olemassaoloa ei ole kyetty varmentamaan.
Metaanin olemassaolo on kuitenkin varmistettu riippumattomasti, ja sen pitoisuuden K2-18 b:n kaasukehässä arvioidaan olevan noin prosentin verran. Suhteellisen suuri pitoisuus vain tuottaa merkittäviä ongelmia ajatuksille planeetan elinkelpoisuudesta. Metaania on noin tuhatkertaisesti enemmän kuin olisi mahdollista, jotta kaavailut planeetan hyseaanisesta luonteesta voisivat pitää paikkansa. Havaittu metaanipitoisuus sopiikin hypoteesiin planeetasta tyypillisenä minineptunuksena, jolla on paksu kaasuvaippa ja jolla ei edes ole selvää pintaa, jonka puitteissa elämää voisi esiintyä. Sellaisella planeetalla olisi kaasukehässään vettä, hiilidioksidia ja ammoniakkia, mutta niitä olisi kaasukehän yläosissa vain niin vähän, että niiden havaitseminen ei olisi mahdollista nykyisillä instrumenteilla. Se sopii mainiosti yhteen havaintojen kanssa, joista molekyylien merkit vaikuttavat puuttuvan.
Periaatteessa on olemassa se mahdollisuus, että K2-18 b on elinkelpoinen hyseaaninen maailma. Siitä vain ei ole vahvaa todistusaineistoa, ja vaikuttaa selvältä, että kyse voi mainiosti olla vain tavallisesta minineptunuksesta, joka on taatusti eloton, vaikka onkin kiinnostava havaintokohde koettaessamme oppia uutta eksoplaneetoista. Olemme siksi tilanteessa, jossa edes elinkelpoisia olosuhteita ei tarvita selittämään ainuttakaan planeetasta tehtyä havaintoa. Niiden teoreettinen mahdollisuus on toki otettava huomioon, mutta vaikuttaa todennäköisemmältä, että K2-18 b on tavallinen minineptunus, vailla valtamerta, kiinteää pintaa, ja elämälle soveltuvia olosuhteita. Olen kuitenkin valmis muuttamaan näkemystäni asiassa, jos tulevat havainnot antavat siihen aihetta.
Askeleet kohti elämän havaintoa
Vaikuttaa siltä, että tiedeyhteisö, ja erityisesti eksoplaneettoihin erikoistuneet astronomit, ovat jälleen juosseet sensaatiohakuisen median lieassa tyrmäämässä vääriä tietoja ja hillitsemässä perusteettomia väitteitä suurista tieteellisistä tuloksista. Kaava on valitettavan yleinen. Se kuitenkin toistuu kerrasta toiseen, koska jotkut tutkijat eivät malta olla esittämättä liiallisia spekulaatioita, ja monet mediat eivät malta taustoittaa ja tarkistaa tietoja tarpeeksi huolellisesti ennen kuin julkaisevat huomiota herättäviä otsikoita. Toiminta on haitaksi sekä tieteelle että journalismille. Esimerkkinä toimii vaikkapa Helsingin Sanomat, joka julkaisi voimakkaasti otsikoidun jutun ”Eksoplaneetan kaasukehästä varmistui vahvoja merkkejä alkeellisesta elämästä” ennen kuin sitten kysyi asiantuntijoilta mielipidettä ja kertoi miten he eivät varsinaisesti innostu asiasta. En kuitenkaan nosta Helsingin Sanomia esimerkiksi vain, koska haksahtivat sensaatiohakuiseen julkaisuun, vaan koska julkaisivat myös korjattua tietoa ja ottivat siltä osin journalistista vastuuta.
Suurin ongelma tuoreimmassa planeettaa K2-18 b koskevassa tapauksessa on kuitenkin Cambridgen tutkimusryhmän sensaatiohakuisessa tiedotteessa. Siinä kerrotaa elämän merkeistä, ja vaikka tulosta pidetään vain ”parhaana toistaiseksi”, tiedotteen harhaanjohtavuus on selvää. Maailman huippuyliopistot eivät selvästi ole immuuneja tieteelliselle klikkiuutisoinnille. Jos tunnetun yliopiston mediatiedotteessa puhutaan otsikkotasolla biologisesta aktiivisuudesta eksoplaneetalla, on mahdotonta suunnata syyttävää sormea pelkästään mediakenttää kohti. Pahinta on kuitenkin, että kyse ei ole yksittäisestä harhaanjohtavasta tiedotuksesta, vaan asiasta on tulossa tapa Madhusudhanin ryhmän suhteen. Ryhmä on toiminut vastaavalla tavalla jo ainakin kolmesti, ja se ei millään tavalla voi olla enää sattumaa. On siis syytä tarkastella tutkijoiden tulevaa toimintaa paljon kriittisemmin kuin tähän asti.
En kuitenkaan ole syyttämässä ryhmän tutkijoita vääristelystä. Se olisi painava syytös, jolle ei nähdäkseni ole mitään konkreettisia perusteita. Heidän mediatiedotteensa ovat sensaatiohakuisia ja heidän tutkimuksissaan on puutteita ja virheitä, muttei kuitenkaan mitään ennenkuulumatonta. Kaikki tutkijat tekevät urallaan virheitä ja väärintulkintoja, ja olen edelleenkin valmis luottamaan Cambridgen tutkijoiden tieteelliseen antiin. Uskon, että he uskovat itse tulostensa olevan oikein, ja näen omin silmin, että he kykenevät hyväksymään tehneensä väärintulkintoja. Sen he ovat osoittaneet jo tuoreimmassakin julkaisussaan ja se todistaa, että tieteellisyyttä ei ole hylätty, vaikka vauhtisokeutta saattaisikin esiintyä.
Samalla on kuitenkin mietittävä tarkkaan mitä vastaavien tulosten kanssa tehdään jatkossa. Tiedän varmuudella, että suhtaudun niihin, kuten tähänkin asti, suurella skeptisyydellä. Ainakin siihen asti, kunnes tulokset puhuvat omasta puolestaan ja näen omin silmin taustalla olevan tieteen olevan luottamukseni arvoista. Toivon samalla samaa laajemmalta mediakentältä, ja että jatkossa journalistit kysyvät ensi tilassa asiantuntijoiden mielipidettä. Minä olen ainakin käytettävissä arvioimaan tulevia tuloksia, niiden merkitystä ja luotettavuutta. Ja jos en arviointiin kykenisikään, osaisin taatusti kertoa keneen toisiin alan ammattilaisiin kannattaa olla yhteydessä. Tieteen julkistamisessa on kuitenkin sekä tieteen että journalismin etu huolehtia julkaistujen tietojen oikeellisuudesta ja luotettavuudesta. Muutoin on riskinä, että suuri yleisö menettää luottamuksen molempiin. Sellaiselle taas ei nykyisenä tieteellisen tiedon suoranaisen halveksunnan aikakautena ole varaa antaa enempää aihetta.
Pystymme parempaan. Voimme tarkentaa täsmällisemmin mitä tarkoitetaan sillä, että on saatu havainto elämän merkeistä jonkin toisen planeetan olosuhteissa. Vaikka yleisesti hyväksyttyä täsmennystä ei olekaan saatu aikaiseksi, eikä ehkä koskaan saadakaan, elämän merkkejä etsivät atrobiologit ymmärtävät mainiosti miksi löydön yleinen hyväksyntä vaatii tiettyjen perusehtojen täyttymistä, ja jokaista mahdollista löytöä tulee siksi tarkastella samojen kriteerien avulla (6). Elämän löytymisestä toiselta planeetalta olisi huomattavasti perustellumpaa puhua, jos seuraavat kriteerit täyttyisivät:
- Signaalin havainto. Planeetalta havaitaan tilastollisesti merkitsevällä ja luotetavalla tavalla signaali, joka aiheutuu elämän esiintymisestä planeetalla. Dimetyylisulfidin signaali voisi olla sellainen signaali eksoplaneetan kaasukehässä, samoin kuin Marsin pinnalta löytyvä metaani voisi olla signaali mikrobioen aineenvaihdunnasta planeetan kuorikerroksessa. Edelleen, fosfiinin havainto Venuksen kaasukehässä on katsottu mahdoliseksi signaaliksi ja esimerkiksi vapaan hapen ja otsonin havainto saattaisi olla sekin elämästä kielivä signaali jonkin maankaltaisen eksoplaneetan kaasukehässä.
- Kontaminaation eliminointi. Olisi kyettävä varmistamaan, että havaittua signaalia ei ole aiheuttanut oman planeettamme elämä. Olisi esimerkiksi varmistettava, että Mars-kulkijan havaitsemat elämän merkit planeetan pinnalla eivät aiheudu kulkijan mukana Maasta saapuneista mikrobeista. Vastaavalla tavalla, jos havaitaan teknisen sivilisaation aiheuttamaksi tulkittu radiosignaali, on varmistettava, ettei kyseinen tekninen sivilisaatio ole omamme.
- Signaalin synty elämästä. On osoitettava, että löydetty signaali voi syntyä elävien organismien kontekstissa niissä olosuhteissa, joita havainnon kohteena olevalla planeetalla esiintyy. Maankaltaisen eksoplaneetan tapauksessa dimetyylisulfidin signaali voisi tietojemme mukaan aiheutua siitä, että planeetan pinnalla on eläviä organismeja vetisissä olosuhteissa.
- Elottomien alkuperien poissuljenta. On edelleen osoitettava, että signaali ei voi aiheutua elottomista prosesseista niissä olosuhteissa, joita planeetalla esiintyy. Periaatteessa kohta on ongelmallinen, koska voi aina olla tuntemattomia elottoman kemian reittejä, jotka saattaisivat tuottaa havaitun signaalin. Se on mahdollisuus, joka jää vaivaamaan jokaista yritystä poissulkea elottomat alkuperät. Ehdottomana vaatimuksena olisi kuitenkin se, että planeetan kemiallisia olosuhteita tunnettaisiin niin tarkasti, että signaalin elottomia syntytapoja voitaisiin sulkea pois. Esimerkiksi planeetan K2-18 b tapauksesa olosuhteet ovat vain hyvin heikosti tunnettuja, ja elottomia kemiallisia prosesseja ei voida luotettavalla tavalla poissulkea.
- Riippumattoman signaalin havainto. Jos havaintojen kohteena olevalla planeetalla on elämää, sen tuottama signaali on voitava havaita jollakin riippumattomalla tavalla. Eksoplaneettojen kaasukehien biomarkkereiden tapauksessa, sellainen tapa voisi olla jonkin toisen biomarkkeriksi kelpaavan signaalin riippumaton havainto.
- Tukea lisähavainnoista. Koska ensimmäisten vaiheiden elämästä kielivän signaalin havainto kohtaisi taatusti runsasta kritiikkiä eksoplaneettatutkijoiden, astrobiologien ja muiden tutkijoiden taholta, olisi kyettävä tekemään uusia havaintoja, jotka selvittäisivät tilanteen tyhjentävästi ja veisivät perusteet kaikilta epäilyiltä. Ennen kaikkea, lisähavaintojen olisi oltava yhteensopivia ja vahvistettava tulkintaa siitä, että signaali on elämän aiheuttama. Uudet havainnot eivät saisi lisätä epävarmuutta asiassa.
- Ennustetun elämän lisähavainnot. Lopultakin, havaitusta elämästä voitaisiin muodostaa jonkinlainen kokonaiskuva, mikä antaisi mahdollisuuden tehdä ennusteita sen muista havaittavista ominaisuuksista. Esimerkiksi hyseaanisen planeetan elämä, joka tuottaisi dimetyylisulfidia, voisi tuottaa ennustettavalla tavalla joitakin muitakin molekyylejä niissä kemiallisissa olosuhteissa, joita planeetalla esiintyy. Ennustettujen molekyylien havaitseminen yhteensopivina pitoisuuksina olisi sopiva lisähavainto.
Jos joltakin planeetalta havaitut merkit elämästä täyttäisivät kaikki kohdat, tai jonkin vastaavalla tavalla kattavan vaatimusluettelon kaikki kohdat, olisi mahdollista puhua elämän löytymisestä planeetan pinnalta. Ennen sitä, voidaan vain sanoa, että riittävää varmuutta ei ole, ja suurin kuviteltavissa oleva havainto paikastamme maailmankaikkeudessa on edelleen tekemättä riittävän luotettavalla tavalla.
Tässä kontekstissa planeetan K2-18 b kaasukehästä raportoitu havainto dimetyylisulfidista ja sen tulkinta merkkinä elämästä ei riitä täyttämään ainuttakaan kohtaa. Löytö kompastuu jo ensimmäiseen vaatimukseen signaalin riittävän suuresta tilastollisesta merkitsevyydestä. Olemme siis edelleen tilanteessa, jossa oman planeettamme elämä on yksin maailmankaikkeudessa. Ainakaan muusta elämästä ei ole vakuuttavaa todistusaineistoa.
Vastaa
Havainto elämän merkeistä eksoplaneetalla?
Tähtitieteilijät ovat havainneet elämän merkkejä kaukaisen planeetan kaasukehästä. Niin ainakin sanotaan, erilaisin variaatioin, monen uutismedian otsikoissa kerrottaessa uudesta James Webb -avaruusteleskoopilla tehdystä havainnosta ja sen tulkinnasta. Asia ei tietenkään ole niin yksioikoinen, ja suoranaisia elämän merkkejä ei ole havaittu. Emme ole nähneet elävien organismien temmeltävän eksoplaneetan savanneilla tai havainneet edes vilausta kasvillisuudesta yhdenkään eksoplaneetan pinnalla. Mikrobeistakaan ei ole havaittu minkäänlaisia suoranaisia merkkejä. On kuitenkin saatu varsin luotettavalta vaikuttava havainto kahdesta yksinkertaisesta molekyylistä planeetan K2-18 b kaasukehässä. Havainto on kaikkiaan kiinnostava tieteellisesti, vaikka pidättäytyisimme hyppäämästä spekulaatioihin elämän esiintymisestä planeetan olosuhteissa, koska se kertoo planeetan ominaisuuksista. Mutta mistä oikein on kyse?
Astronomit ovat havainneet verrattaen kaukaista, noin 124 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnasta sijaitsevaa tähteä K2-18 käyttäen JWST:n huikaisevaa havaintotarkkuutta. Tähti tarjoaa mainion mahdollisuuden sitä kiertävän, noin yhdeksän kertaa Maata massiivisemman ja 2.7 kertaa kookkaamman planeetan havaitsemiseen ylikulkumenetelmällä, koska planeetta kulkee radallaan tähden editse oman planeettakuntamme suunnasta katsottuna. Kyseeseen tulee transmissiospektroskopiaksi kutsuttu menetelmä, jossa havaitaan kuinka paljon tähden säteilyä planeetta peittää kulkiessaan sen editse. Tarkasteltaessa eri aallonpituuksia voidaan silloin havaita planeetan olevan näennäisesti eri kokoinen, koska sen kaasukehä läpäisee eri aallonpituuksien säteilyä eri tavoin, riippuen kaasukehän koostumuksesta. Se antaa mahdollisuudne tutkia mitä molekyylejä planeetan kaasukehän yläosissa on.
Planeetta on luokiteltu hyseaaniseksi planeetaksi, mikä tarkoittaa vain sitä, että sen suhteellisen paksun, pääasiassa vedystä koostuvan kaasukehän arvellaan piilottelevan allaan valtamerta. Se on planeetta, jollaisia omassa planeettakunnassamme ei ole ainuttakaan. K2-18 b on jonkinlainen kivi- ja kaasuplaneetan välimuoto. Se ei oikein ole tyypillinen minineptunus, koska paksu kaasuvaippa vaikuttaa puuttuvan, muttei missään nimessä tavallinen kivinen supermaapallokaan, vaan jotakin omituista siltä väliltä. Koostumuksesta kertoo planeetan keskitiheys, joka on saanut tutkijat ehdottamaan planeetan koostuvan suurelta osaltaan vedestä. Se olisi silloin vetypitoisen kaasukehän verhoama valtameriplaneetta, joka sattuu sijaitsemaan keskellä tähtensä elinkelpoista vyöhykettä.
Cambridgen yliopiston astronomi Nikku Madhusudhan, joka on tutkinut planeettaa ja sen ominaisuuksia jo vuosia, ehdotti vetistä koostumusta jo muutama vuosi sitten. Hän myös otti käyttöön nimityksen ’hyseaaninen’, joka on vain yhdistelmä englannin kielen vetyä ja valtamerta tarkoittavista sanoista. Kuitenkin, vaikka puhutaankin valtavasta määrästä vettä, ei ole lainkaan varmaa, että planeetan valtamerellä on edes pintaa. Jos kaasukehä on riittävän paksu, se muuttuu alaosissaan nesteeksi suuressa paineessa vailla selkeää kaasun ja nesteen erottavaa rajapintaa. Nykyisistä havainnoista ei voida myöskään varmuudella sanoa, onko kyse valtamerestä, vaikka vesihöyryn olemassaolo onkin havaittu planeetan kaasukehän yläosissa tilastollisesti merkitsevällä tavalla. Silti, edes vesimolekyylien olemassaolo kaasukehässä ei ole täysin aukottomasti osoitettu, ja sitä on joka tapauksessa vain hyvin pieninä, korkeintaan tuhannesosan pitoisuuksina.
Juuri Madhusudhan ryhmineen julkaisi jo aiemmin viitteitä eräästä toisesta molekyylistä, dimetyylisulfidista, planeetan K2-18 b kaasukehässä. Viitteitä oli vain vähän, mutta ne herättivät tutkijoiden ja koko astrobiologiyhteisön mielenkiinnon. Havainto tehtiin sekin JWST:n ylikulkumittauksista, mutta käytetty teleskoopin instrumentti ei ollut kovinkaan hyvin soveltuva juuri dimetyylisulfidin havaitsemiseen. Siksi ryhmä päätti hakea havaintoaikaa toistaakseen havainnot sopivammalla instrumentilla. Mutta mikä tekee juuri dimetyylisulfidista kiinnostavan yhdisteen?
Koko päättelyketjun pohjalla on Maapallon elämä ja sen toiminta meille tutuissa olosuhteissa. Mikrobit nimittäin tuottavat dimetyylisulfidia maapallolla käyttäessään rikkipitoisia yhdisteitä aineenvaihdunnassaan. Merkittävää on se, että dimetyylisulfidia vapauttavat merelliset mikrobit, täsmällisemmin kasviplanktoniksi luettavat merten yhteyttävät organismit. Jos siis merelliseksi arvellun elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneetan olosuhteissa esiintyy merelliselle yhteyttävälle elämälle tyypillistä aineenvaihduntatuotetta, on syytä ryhtyä pohtimaan onko asioilla ilmeinen yhteytensä. Ja vaikka sitä sopiikin pohtia, on syytä pitää mielessä, että kyse saattaa olla toisistaan riippumattomista sattumuksista.
Aiemmat Cambridgen ryhmän tulokset olivat jo osoittaneet, että planeetan K2-18 b kaasukehässä on metaania ja hiilidioksidia. Niitä on merkittävinä, noin prosentin pitoisuuksina planeetan vetykaasun kyllästämässä kaasukehässä. Lisäksi, ammoniakin havaittavien merkkien puute antaa olettaa kyseen olevan valtameriplaneetasta, koska ammoniakin olemassaolo sulkisi tehokkaasti pois merellisen luonteen kemiallisena mahdottomuutena. Ammoniakin olemassaolo kertoisi planeetan kaasukehän olevan paljon arveltua paksumpi, mikä sulkisi tehokkaasti pois mahdollisuuden nestemäisestä merestä. Kyse on siten tavallaan toisiinsa sopivista yksittäisistä havainnoista, joilla voi olla jokin muukin selitys kuin valtameri, mutta meren olemassaolo on kuitenkin erittäin varteenotettava hypoteesi.
Siinä tilanteessa uudet entistä selvemmät havainnot dimetyylisulfidista ja sen kemiallisesta lähisukulaisesta dimetyylidisulfidista antavat lisää ihmeteltävää. Nyt niiden olemassaolo on päätelty tilastollisesti merkitsevällä tavalla, vaikka virhemahdollisuuus on edelleen olemassa. Tiedotteessaan Madhusudhan ryhmineen sanoo selvin sanankääntein kyseen olevan tähän asti lupaavimmista elämän merkkien havainnosta, ja heillä on väitteelleen hyvät perustelut. Dimetyylisulfidin havainto vaikuttaa selvältä, vaikka jatkohavaintoihin onkin edelleen syytä. Sen jättäminen pois mallinnetusta kaasukehän spektristä heikentää yhteensopivuutta havaintoihin merkittävästi, joten seuraavaksi on pohdittava mitä havainto merkitsee. Emme voi vain rynnätä julistamaan planeetan olevan merellinen paratiisi, jossa yhteyttävä elämä täyttää suunnattoman meren pintakerrokset.
Ensinnäkin, sekä veden että dimetyylisulfidin havainnot ovat edelleen varmentamatta tutkijoiden hamuamalla ”viiden sigman” tilastollisella varmuudella. Kyse voisi olla vastaavasta sattumasta, kuin tapahtuu heittäessämme kolikolla yhdeksän kertaa peräkkäin kruunan. Se on toki mahdollista, mutta vaikuttaa varsin epätodennäköiseltä. Jos dimetyylisulfidia ei olekaan, havaittavat anomaliat saattavat sattua kahdesti toistaessamme havainnot tuhat kertaa. Kyse voi siis edelleen olla sattumuksesta. Suurempi ongelma on kuitenkin vesi. Veden havainto on vielä dimetyylisulfidiakin epävarmempi, ja planeetta saattaa todellisuudessa olla minineptunuksille tyypilliseen tapaan paksun kaasuvaipan peittämä maailma, jossa vettä toki voi esintyä kaasukehän yläosien pilvinä. Silloin dimetyylisulfidikin olisi korkeintaan jonkin elottoman kemiallisen reaktioketjun tuotosta.
Sellaisia elottomia reaktioketjuja on olemassa. Tutkijat toteavat artikkelissaan, että dimetyylisulfidia voi muodostua metaanin ja tavallisen rikkivedyn reagoidessa keskenään ultraviolettivalon tai sähköisten purkausten tehdessä reaktioista energeettisesti mahdollista. Molemmat ovat niinikään mahdollisia planeetan K2-18 b olosuhteissa, koska sen tähti on pieni punainen kääpiötähti, jonka purkauksissa vapautuu ultraviolettisäteilyä varsin usein. Sähköiset purkaukset taas tarkoittavat vain salamointia, jota tiedetään esiintyvän Maan lisäksi muillakin planeetoilla ja ne ovat hyvin yleisiä vaikkapa Jupiterin kaasukehässä. Miksei niitä siis esiintyisi minineptunustenkin kaasukehissä?
Tutkijat kuitenkin arvelevat, että eloton dimetyylisulfidin tuotanto olisi aivan liian heikkoa selittääkseen havaitut pitoisuudet. Pitoisuudet ovat yli 10 miljoonasosaa, mikä vaikuttaa suorastaan hämmentävän suurelta suhteessa Maan elämän tuottamiin alle miljardisosan pitoisuuksiin yhdisteen hajotessa nopeasti ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta. Joko dimetyylisulfidin tuotanto on huomattavasti tehokkaampaan K2-18 b:n olosuhteissa, tai sitten sen kaasukehässä yhdisteen elinikä on huomattavati Maata pidempi. Lisäksi, dimetyylisulfidin elottomaan syntyyn vaaditaan suuria määriä rikkivetyä ja molekyylistä ei näy JWST:n havainnoissa merkkiäkään. Kyse on jälleen suuntaa antavasta, epäsuorasta tuesta hypoteesille elämästä. Jos kuitenkin yhteyttävän elämän esiintyminen on oikea selitys, sitä olisi oltava havaitun dimetyylisulfidin tuotantoon ainakin noin kaksikymmentä kertaa enemmän kuin omalla planeetallamme. On vaikeaa nähdä miten se olisi mahdollista planeetalla, jonka pinta-ala on vain seitsemän kertaa Maata suurempi.
Madhusudhanin tutkimuksesta herää taatusti enemmän kysymyksiä kuin mihin se lopultakaan vastaa monenlaisten epävarmuuksien lomasta. Ajatukselle elävästä hyseaanisesta planeetasta on kuitenkin vieläkin merkittävämpiä esteitä. Maan elämä on, mitä luultavimmin, saanut alkunsa geokemiallisten, elottomien prosessien luotua paikallisia entropiaminimejä, joissa syntyi järjestystä kemiallisten reaktioiden käytyä riittävän monimutkaisiksi. Syntyi molekyylikalvojen rajaamia objekteja, jotka kykenivät lisäämään sisällään kemiallisiin reaktioihinsa tarvittavien lähtöaineiden pitoisuuksia tavalla, joka mahdollisti reaktioiden hallinnan ja tehokkaamman hyödyntämisen omien rakenteiden ylläpitoon. Ne objektit olivat varhaisia soluja, jotka syntyivät energiavirran, veden ja mineraalien rajapinnassa. Niiden syntyyn tarvittiin siis geologista aktiivisuutta, vettä ja kallioperä.
Vastaavanlaisten olosuhteiden olemassaolo huomattavasti massiivisemman planeetan K2-18 b olosuhteissa ei ole varmaa, koska paksu valtameri muuttuu herkästi pohjansa valtavassa paineessa erilaisiksi veden kiinteiksi muodoiksi. Syntyy jään outoja faaseja, joten kallioperän ja veden kohtaaminen meren pohjalla ei ehkä ole edes mahdollista. Silloin elämän synty vastaavilla tavoilla kuin Maassa ei olisi sekään mahdollisuuksien rajoissa. Vaikka panspermiahypoteesia ei siinäkään tapauksessa voida sulkea pois, on syytä miettiä pohjamutiaan myöten minkälaisia mahdollisuuksia elävien organismien synnylle ja olemassaololle todellisuudessa olisi hyseaanisten planeettojen olosuhteissa.
On joka tapauksessa selvää, että ensimmäinen jonkinasteisen biomarkkerin havainto on nyt saatu, mutta se vaatii ensi tilassa riippumattomien tutkimusryhmien varmennusta. Ennen riippumatonta varmistusta emme voi pitää tulosta millään tavalla luotettavana, koska havaintojen analysoinnissa on lukemattomia hankaluuksia ja vaihtoehtoisia lähestymistapoja. Tieteellinen yhteisö tekee nyt työnsä ja saamme hyvin pian selville onko tulos luotettava vai ei. Se, onko kyse tosiasiallisesti biomarkkerista vai elottoman kemian tuotteesta, on myös nyt käynnistyneen tieteellisen keskustelun kohteena. Maankaltainen, yhteyttävä elämä tuottaisi lisäksi suuria määriä vapaata happea. Siitä ei ole planeetan K2-18 b havainnoissa merkkiäkään, joten jos dimetyylisulfidi on elävien organismien tuote, se elämä poikkeaa taatusti Maan vastaavasta. Eikä vapaa happikaan ole välttämättä minkäänlainen merkki elämästä.
Toisaalta, jos elämän merkit onkin nyt kaikesta huolimatta löydetty, on mahdollista, että olemme havainneet yhden maailmankaikkeuden pitkäikäisimmistä elollisista ympäristöistä. Hyseaaniset planeetat kun voivat joidenkin arvioiden mukaan ylläpitää elämälle soveltuvia olosuhteita kymmeniä miljardeja vuosia jopa vailla tähtensä valoa ja lämmittävää säteilyä. Ensimmäisestä potentiaalisen biomarkkerin havainnosta on kuitenkin siitäkin vielä pitkä matka sen päätelmän tekoon, että olemme havainneet toisen biosfäärin eksoplaneetan pinnalta.
1 kommenttia “Havainto elämän merkeistä eksoplaneetalla?”
Vastaa
Onko Proxima b elävä planeetta?
Tähtiensä editse kulkevat planeetat ovat toistaiseksi tarjonneet parhaan mahdollisuuden tutkia eksoplaneettojen fysikaalisia ja kemiallisia ominaisuuksia ja selvittää onko niiden olosuhteissa mahdollisuuksia elämän esiintymiselle. On voitu saada selville mitä molekyyleja planeettojen kaasukehissä esiintyy ja saatu viiitteitä pilvistä ja udusta planeettojen kaasukehien yläosissa. Nykyisistä instrumenteista tehokkaimalla, James Webb -avaruusteleskoopilla, on jopa onnistuttu havaitsemaan merkkejä kuuman, kivisen laavaplaneetan kaasukehästä. Vaikka elinkelpoisen vyöhykkeen pienten kiviplaneettojen kaasukehien tutkimus ei olekaan vielä päässyt vauhtiin, koska niiden ominaisuudet ovat toistaiseksi juuri ja juuri havaintojen tavoittamattomissa, JWST tarjoaa mahdollisuudet siihenkin, kunhan havaintomateriaalia kertyy tarpeeksi.
Yksi sopivista kohteista on TRAPPIST-1 järjestelmä, jonka pienten kiviplaneettojen ylikulkuja tutkitaan aktiivisesti koko ajan pyrkimyksenä tehdä havaintoja niiden kaasukehistä. Toistaiseksi TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehät ovat tosin pysyneet havaintojen ulottumattomissa, koska järjestelmän helpoimmin tutkittavilla, sisimmillä planeetoilla on korkeintaan vain hyvin ohuet kaasukehät. Tähtitieteilijät ovat kuitenkin optimistisia, ja jatkavat yrityksiä saada havaintoja erityisesti järjestelmän elinkelpoisen vyöhykkeen planeettojen kaasukehistä, jotta voitaisiin tutkia niiden elinkelpoisuutta. Ei silti ole mitään takeita, että se onnistuu, koska on mahdollista, että koko planeettaseitsikolta puuttuvat niin tarpeeksi paksut kaasukehät kuin elinkelpoiset olosuhteetkin. Siksi tarvitaan toisia, tehokkaampia lähestymistapoja ja parempia kohteita.
Yksi parhaista kohteista voisi olla meitä lähinnä sijaitseva elinkelpoisen vyöhykkeen todennäköisesti kivinen eksoplaneetta Proxima b. Ongelmana on, että sen ylikulkuja ei voida havaita Maasta katsoen, joten on koetettava toista havaintomenetelmää. Eräs mainio menetelmä on planeetan pinnasta heijastuneen valon suora havaitseminen, minkä pitäisi olla pian mahdollista rakenteilla olevan Euroopan erittäin suuren teleskoopin (ELT) avulla.
Aurinkoa lähintä tähteä kiertävä Proxima b on luonnollisesti ensisijainen kohde suoralle kuvaamiselle, kunhan siihen kykeneviä havaintolaitteistoja vain saadaan käyttöön. Lopultakin, tiedämme kuitenkin planeetasta ennakkoon vain hyvin vähän. Tunnemme sen kiertoradan, osaamme arvioida sen pinnalle osuvan tähden säteilyn määrää ja laatua, olemme saaneet selville planeetan massan olevan vähintää samansuuruinen kuin Maalla mutta tuskin kymmenkertaista suurempi, ja tiedämme lisäksi planeetan olevan suurella todennäköisyydellä vuorovesilukkiutunut siten, että se näyttää tähdelleen aina saman puoliskonsa. Vaikka planeetan ja planeettakunnan ominaisuuksista on kirjoitettu jo satoja tutkimuksia, ne perustuvat ainakin osittain spekulaatioon siitä, minkälainen Proxima b saattaisi olla kyseessä. Emme tiedä minkälainen kaasukehä Proxima b:n pintaa peittää, tai edes sitä onko sillä kaasukehää lainkaan. Sen peittona saattaa olla paksu vedyn ja heliumin kaasuvaippa, jos planeetta on massaltaan lähellä arvioiden ylärajaa ja siten kymmenisen kertaa Maata massiivisempi. Tai sitten kyse on kaikin puolin maankaltaisesta eksoplaneetasta, jonka pinnalla virtaa nestemäinen vesi hiilidioksidipitoisen kaasukehän suojissa. Vain havainnot voivat kertoa mikä on totuus, ja ensimmäisenä askeleena on selvittää onko kaasukehää ylipäätään olemassa.
Chileen rakenteilla oleva ELT (Kuva 1.) mahdollistaa Proxima b:n tutkimisen havainnoimalla planeetan heijastamaa tähden valoa. Jos teleskooppi saadaan toimimaan lähellekään kaavaillulla tavalla, sen teho ja erotyskyky riittävät planeetan ominaisuuksien selvittämiseen mittaamalla heijastuvan valon aallonpituusjakautumaa, eli spektriä. Mutta ei tarvitse tyytyä arvalemaan mitä tuloksia havainnoista voitaisiin saada. Voimme koettaa asettaa maankaltaisen planeetan Proxima b:n tilalle, muokata sen ominaisuuksia tietokonesimulaatiossa monella erilaisella tavalla, ja laskea sitten mitä tulevat havainnot saattaisivat kertoa sen ominaisuuksista ja luonteesta. Tuoreen tutkimuksen mukaan, tietoa saataisiin runsain mitoin riippumatta siitä, minkälainen planeettta lopultakaan on kyseessä.
Proxima b:n paksu, minineptunukselle ominainen vedystä ja heliumista koostuva kaasukehä olisi helppoa havaita tai sulkea pois vain tunnin havainnoilla. Se onkin ensimmäinen tiedonmurunen, jonka ELT:n havaintokapasiteetti tuo mukanaan. Edes ELT:n havainnoista ei silti kyetä helposti tuottamaan arvioita planeettojen koosta, jos niiden ylikulkuja ei voida havaita. Syynä on se perusasia, että vaikka suurempi planeetta näkyykin havainnoissa kirkkaampana sen heijastaessa enemmän tähden valoa, kyse voi yhtä hyvin olla vain koostumuksesta, joka saa planeetan pinnan heijastamaan valoa tehokkaammin. Koon ja heijastavuuden eli albedon vaikutusta on siksi hankalaa erottaa toisistaan. Proxima b:n tapauksessa suorista havainnoista saataisiin kuitenkin selville planeetan radan kallistuskulma eli inklinaatio ja siten sen tarkka massa, eikä enää tarvitsisi turvautua arvioon minimimassasta, joka saadaan radiaalinopeushavainnoista. Massan avulla voitaisiin puolestaan arvioida kokoa riippuen siitä, onko kyseessä kiviplaneetta vai minineptunus, mikä tuottaisi verrattaen luotettavia arvioita planeetan fyysisestä koostakin.
Koon määritys olisi kuitenkin vasta alkua. Spektroskooppinen varmistus planeetan luonteelle kiviplaneettana tai minineptunuksena voitaisiin saada yhdessä havaintoyössä, jo tunnin valotusajalla. Jos spektrissä näkyisi selviä merkkejä vedestä tai hiilidioksidista, taikka pelkistävistä kaasuista kuten hiilimonoksidista, metaanista tai ammoniakista, jotka voivat esiintyä verrattaen helposti havaittavissa pitoisuuksissa vain minineptunusten massiivisemmissa kaasukehissä, planeetan luonne kävisi selväksi. Maankaltaisilta kiviplaneetoilta niiden merkkejä ei saataisi selville alkuunkaan yhtä nopeasti.
Jos Proxima b osoittautuu kiviplaneetaksi, sen spektroskooppinen tutkimus voi paljastaa lukuisia asioita. Kasvihuoneilmiötä voimistavat kaasut kuten vesi, hiilidioksidi ja metaani ovat suurina pitoisuuksina havaittavissa niinikään karkeasti ensimmäisen havaintoyön aikana. Vaikka kaasukehän vesihöyry ei takaakaan veden virtaavan pinnan olosuhteissa kuten Maapallolla, se kertoisi sittenkin veden olemassaolosta planeetan olosuhteissa, mikä ainakin mahdollistaisi planeetan elinkelpoisen luonteen. Vesihöyry ei kuitenkaan sinällään takaa mitään, koska planeetan kaasukehän ollessa liian paksu, voimakas kasvihuoneilmiö voi tehdä sen pinnasta aivan liian kuuman maankaltaiselle elämälle ja hävittää planeetan elinkelpoisen luonteen.
Hiilidioksidin havainto kertoisi myös planeetan luonteesta. Sen olemassaolo voi viitata aktiivisiin geologisiin prosesseihin ja hiilen kiertoon, vaikka ensin onkin kyettävä sulkemaan pois planeetan luonne minineptunuksena. Hiilidioksidi ja metaani yhdessä tarjoavatkin sitten jo tilaisuuden arvioida toden teolla planeetan elinkelpoisuutta. Niiden olemassaolo kiviplaneetan kaasukehässä samanaikaisesti mahdollistaa kaasujen välisen pitoisuussuhteen tutkimisen. Jos metaania on liiaksi, huomioiden sen verrattaen nopea hajoaminen kaasukehässä, ei sen pitoisuuden selitykseksi enää riitä pelkkä geologinen aktiivisuus, vaan saatetaan tarvita jotakin erityisempää. Jotakin sellaista, kuin elävät metanogeeniset bakteerit tai oikeammin niiden konvergentin evoluution tuottama vastine toisella elävällä planeetalla.
Lisää vaihtoehtoja elinkelpoisuuden tutkimiselle avautuu, jos vapaan hapen havaitseminen onnistuu. Proxima b:n tapauksessa siihenkin riittää karkeasti yksi havaintoyö, mutta tarkemmat yksityiskohdat riippuvat havaintoinstrumenttien lopullisesta herkkyydestä sekä siitä, mitkä aallonpituuskaistat ovat tarkkailtavissa samanaikaisesti. Vaikka kaasukehän happikaan ei yksinään riitä merkiksi elämästä, on hapen ja metaanin esiintyminen yhdessä merkki selvästä kemiallisesta epätasapainosta, jonka ainoa tunnettu aiheuttaja on yhteyttävien elävien organismien esiintyminen. Siten jo hapen, hiilidioksidin, metaanin ja veden merkkien etsintä yhdessä paljastaa runsaasti tietoa planeetan ominaisuuksista, ja potentiaalisesta elinkelpoisuudesta. Ne voivat myös esiintyä pitoisuuksina tai yhdistelminä, joiden tulkintana on elävien organismien esiintyminen planeetan pinnalla. Mikään ei kuitenkaan takaa, että elämää todella esiintyy Proxima b:n olosuhteissa.
ELT on niin tehokas teleskooppi, että sen avulla heijastuvan valon havainnointi on mahdollista muistakin lähitähtien elinkelpoisen vyöhykkeen kivisistä eksoplaneetoista. Jos niiden ylikulkuja ei kuitenkaan tapahdu, kuten on asian laita valtaosassa kohteista, ei elämän merkkejä välttämättä voida saada selville muista planeettakunnista edes ELT:n avulla. Proxima Centauri b jää silloin ainoaksi kohteeksi, jonka kaasukehästä, jos sitä on, biomarkkereiden havaitseminen voisi olla mahdollista. Jo sekin kuitenkin tarjoaisi valtavan mielenkiintoisen ikkunan lähijärjestelmien planeettojen ominaisuuksiin ja olosuhteisiin.
Ehkäpä Proxima b ei ole elävä planeetta. Silloinkin sen ominaisuuksien ymmärtäminen on avainasemassa koettaessamme selvittää yleisemmällä tasolla voivatko punaisten kääpiötähtien planeetat olla elinkelpoisia. Jos voivat, niin elämäkin saattaa olla universumissamme yleisempää kuin olemme edes osanneet kuvitella. Silloin eläviä maailmoja voisi olla kirjaimellisesti kosmisen lähinaapurustomme, galaksimme ja koko maailmankaikkeuden joka kolkassa. Niitä saattaisi olla ehkäpä jopa enemmän kuin tähtiä, joita on karkeasti noin satatuhatta miljardia miljardia jo pelkässä näkyvässä osassa maailmankaikkeutta.
Ja toisaalta, jos käykin ilmi, että Proxima b on elävä planeetta, olemme aivan valtaisan, maailmankuvaamme perusteellisesti järisyttävän tieteellisen löydön kynnyksellä. Ehkäpä jo vuonna 2029, ELT:n valmistuessa, saamme selville, ettemme olekaan yksin.
Vastaa
Olemme vaarassa menettää tähtitaivaan
Ihmiskunnan historia on rakennettu monella tapaa taivaan kirkkaiden valopisteiden, tähtien ja planeettojen, varaan. Taivaankappaleiden liikkeet opettivat meidät mittaamaan aikaa paljon tarkemmin kuin oli mahdollista vain tarkkailemalla luonnon reagointia vuodenaikaisvaihteluihin. Opimme rakentamaan kalentereita voidaksemme kylvää satomme otolliseen aikaan sekä määrittämään paikkamme planeetan pinnalla navigoidaksemme maailman merillä. Niiden luomalle perustalle rakensime kokonaisen teknisen sivilisaation, saavuttaen valtavan määrän ymmärrystä maailmamme toiminnasta.
Tieteellinen työ asuttamamme planeetan ja maailmankaikkeuden ymmärtämiseksi opetti runsain mitoin lisää. Saavutimme tietämystä geometriasta ja differentiaalilaskennasta, opimme fysiikan alkeita muodostamalla vetovoimalakeja taivaankappaleiden liikkeiden perusteella. Newtonin gravitaatiolaki nojasi planeettojen liikkeisiin, samoin kuin Albert Einsteinin mukaan tuoma suhteellisuusteoria, joka varmennettiin tähtitieteen havainnoilla. Tähtitiede on avainasemassa, kun satelliittipaikannusjärjestelmä määrittää sijainnin alle metrin tarkkuudella planeettamme pinnalla. Se nojaa varhaisen maailmankaikkeuden kiintopisteisiin, kvasaareiksi kutsuttuihin aktivisiin galaksien ytimiin, jotka loistavat muuttumattomilla paikoilla kaukaisuudessa, taivaalla hitaasti liikkuvien tähtien taustalla. Tähtitieteessä on tutkittu pitkään niitäkin.
Ihmiskunta on katsellut taivaalla paljain silmin näkyviä muutamaa tuhatta tähteä aina. Tähtien, planeettojen, Auringon ja Kuun, komeettojen ja koko Linnunradan ymmärtämiseksi mielikuvituksemme on luonut mytologioita ja uskontoja, jotka värittävät edelleen ajatteluamme kaikissa kulttuureissa. Tähtitaivas on osa kulttuuriperintöämme, ja vaikka valosaaste estää sen katselun valtaosalta ihmisistä, se on sittenkin nähtävillä kaikessa kauneudessaan niissä viimeisissä pimeissä paikoissa, joita Maan pinnalta vielä voi löytää. Mutta nyt olemme vieläkin suuremmassa vaarassa menettää yhteytemme merkittävään osaan historiaamme ja sivilisaatiomme kehitystä, ja ikiaikaiseen uskomustemme lähteeseen.
Tähtitaivas on yksi viimeisiä todellisia yhteismaita ilmakehän ja valtamerten ohessa. Mutta aivan samoin kuin olemme saastuttamassa ja happamoittamassa meriä ja hukuttamassa niiden eliöstöä muoviroskaan, sekä muuttamassa ilmakehäämme kasvattamalla sen lämpötilaa ja horjuttaen vakautta, olemme hävittämässä taivaan tähdet näkyvistä. Kukaan ei sääntele taivaan kaupallista hyödyntämistä millään tavalla, mutta koska planeettamme kiertoratojen hyväksikäytöstä on saatavissa kaupallista hyötyä, ihmiskunta on menettämässä niin satunnaisen taivaan ihastelun kuin amatööriastronomiankin — unohtamatta tähtitaivasta ammattiastronomien havaintokohteena heidän pyrkimyksissään ymmärtää paikkaamme maailmankaikkeudessa, sekä sitä, miten universumimme toimii.
Muutaman kuukauden kuluttua yhdysvaltalaisen tähtitieteilijän Vera Rubinin mukaan nimetty observatorio aloittaa toimintansa Chilessä tarkoituksenaan kartoittaa likimain kaikkea, mitä taivaalla vain on kartoittamatta. Observatorio tuottaa aina kolmen päivän välein kartan koko eteläisestä taivaasta tutkien pimeää ainetta ja energiaa, galaksien gravitaatiolinssejä ja kaukaisia supernovia. Sen kartoista etsitään Aurinkokunnan pikkukappaleita läheisistä asteroideista aina ulkoplaneettakunnan kaukaisiin kohteisiin asti, ja havainnoista varmistuu lopulta onko Aurinkokunnassa jossakin kaukaisella radalla vielä tuntemattomia planeettoja. Vera Rubin observatorion havainnoista etsitään myös gravitaatioaaltojen lähteitä ja kartoitetaan koko Linnunradan rakennetta. Kyse on valtavasta tieteellisestä projektista, jonka tarkoituksena on tutkia ja testata niin maailmankaikkeuden ominaisuuksia, perimmäisiä fysiikan teorioita, kuin myös havaita omalle sivilisaatiollemme vaaralliset, mahdolliset Maan kanssa törmäyskurssilla olevat asteroidit. Suuri osa havainnoista menee kuitenkin pilalle, koska planeettaamme kiertävät satelliitit jättävät niihin peruuttamattomalla tavalla jälkensä.
Suunnilleen viimeisen viiden vuoden aikana ihmiskunta on laukaissut kiertoradalle tuhansia uusia satelliitteja. Niitä on Maata kiertävällä radalla nyt jo yli 11 000, ja määrä on vain kasvamassa nopeasti. Yksi ainoa yritys, SpaceX, on vastuussa lähes kahdesta kolmasosasta kiertoradalle laukaistuista satelliiteista, mutta muut yritykset seuraavat perässä, eikä mielikuvitukselle satelliittien käyttötarkoituksissa ja kaupallisissa mahdollisuuksissa näytä tulevan loppua. Ainakin kymmeniä tuhansia, mahdollisesti jopa satoja tuhansia uusia satelliitteja, on parhaillaan suunnitteilla laukaistaviksi taivaalle edellisten seuraksi. Vaikka ne toki hitaasti poistuvatkin alimmilta kiertoradoilta ja palavat poroksi ilmakehässä, satelliitteja on pian niin paljon, että jopa tähtien erottaminen taivaalta käy vaikeaksi.
Kommunikaatiosatelliiteilla on toki tehtävänsä, ja niitä tarvitaan nyky-yhteiskunnalle elintärkeiden verkkoyhteyksien toimittamiseksi kaukaisiinkin paikkoihin. Niistä on kuitenkin jo nyt tullut valtava taakka tähtitieteen tutkijoille, kun kirkkaat Auringon valoa heijastavat satelliitit kulkevat teleskooppien kuvakenttien ohi. Satelliitit häiritsevät merkittävällä tavalla myös pyrkimyksiä havaita taivaan kohteita radioaalloilla ja niiden palaminen yläilmakehässä tuo mukanaan kokonaan uusia ongelmia. Satojen ja tuhansien satelliittien palaessa ilmakehässä kitkan vaikutuksesta niiden saavutettua elinkaarensa pään ja poistuessa kiertoradalta, niiden metallit ja muut alkuaineet päätyvät palamiskaasuiksi yläilmakehän kerroksiin. Se on kokonaan uusi ulkoisvaikutus, jonka täysiä seurauksia emme osaa vielä edes arvailla. On kuitenkin jo runsaasti viitteitä, että ongelmia aiheutuu esimerkiksi otsonikerrokselle, jonka paksuutta satelliittien palamisessa vapautuvat alumiinioksidit vaikuttavat heikentävän. Näemme reaaliajassa millaiset vaikutukset satelliiteilla on ilmakehän herkkään kemialliseen tasapainoon muttemme enää voi tehdä juuri muuta kuin katsoa mitä seurauksia asialla on.
Tähtitieteilijät voivat tietenkin luottaa kasvavissa määrin itsekin avaruuteen laukaistujen observatorioiden ja teleskooppien havaintoihin, mutta se kaventaa valtavalla tavalla tieteellisessä käytössä olevaa instrumenttiarsenaalia ja heikentää tähtitieteen havaintomahdollisuuksia valtaosalle tähtitieteilijöistä. Maanpäällisistä havainnoista kaikki eivät myöskään koe kovia, koska tiettyjen kompaktien kohteiden havaintoihin satelliiteilla ei ole juurikaan vaikutusta. Laajempien taivaan kohteiden havaitsemisessa niistä tulee kuitenkin valtaisa ongelma, koska satelliittien taivaan kuviin piirtämät kirkkaat vivat (Kuva 2.) tuhoavat informaatiota vaikutuspiirissään olevista kameran pikseleistä.
Vaikutusten huomiointi ja poistaminen onnistuu jossakin määrin, mutta peruuttamatonta vahinkoa tähtitieteelle ei voida välttää. Kirkkaimpien satelliittien radat voidaan tuntea ja niiden vaikutukset huomioida, jolloin teleskooppi voidaan suunnata muualle tai havainnot keskeyttää ylilennon ajaksi. Se kuitenkin edellyttää nopeasti kasvavaa kirjastoa satellittien ratojen ominaisuuksista yhdistettynä niiden ennustettuun kirkkauteen niiden heijastaessa Auringon valoa. Epätarkkuudet ovat helposti niin suuria, että ennusteet menettävät merkityksensä. Ja koska kaikkia satelliittien jälkiä ei voida mitenkään välttää, on mahdollista suodattaa niitä pois algoritmisesti. Se onnistuu jossakin määrin, mutta tuo mukanaan uusia ongelmia. Havaintoaikataulujen muokkaaminen ja havaintojen käsittely tietokonealgoritmeilla on aikaavievää ja hankalaa, ja tuottaa siksi ylimääräisen taakan tutkijoiden harteille. Vaihtoehtoja ei kuitenkaan ole, koska suurten maanpäällisten instrumenttien kallista havaintoaikaa ei voi heittää hukkaan, vaan havainnoista on koetettava joka tapauksessa pelastaa se, mikä voidaan.
Paljon pahempaa on kuitenkin tulossa. Satelliittimuodostelmia suunnitellaan käytettäväksi pimeän taivaan muuttamiseen mainostauluksi. Kun taivaalla Maata kiertävät satelliittimuodostelmat varustaa tehokkailla lasereilla, niitä voi käyttää luomaan taivaalle yli taivaankannen liikkuvia mainoksia. Yötaivaan mainosten olisi oltava niin kirkkaita, että ne voitaisiin nähdä paljaalla silmällä Maan pinnalta, mikä tarkoittaisi niiden olevan vähintäänkin yhtä kirkkaita kuin kirkkaimpien tähtien. Se puolestaan tekisi niistä täydellisiä esteitä kaikille yrityksille havaita taivaan kohteita maanpinnalta tähtitieteellisillä instrumenteilla mainosten suunnassa. Siksi tähtitieteilijät haluavat kieltää kaikki pyrkimykset ottaa yötaivasta kaupallisten tiedotteiden näyttämöksi.
Kyse ei kuitenkaan ole vain tähtitieteilijöiden ongelmasta. Mainokset sulkisivat tehokkaasti näkymämme maailmankaikkeuteen kaikille, niin amatööriastronomeille kuin satunnaisille taivaan tarkkailijoillekin. Se hävittäisi näkyvistämme palan sivilisaatiomme merkittävää kulttuurihistoriaa, eikä mainoksilta voisi välttyä. Se tarkoittaisi kaupallisten tiedotteiden pakkosyöttämistä kaikille niiden alla eläville halusivat he sitten ottaa niitä vastaan tai eivät.
Ei kuitenkaan ole kansainvälisiä sopimuksia, jotka sääntelisivät lähiavaruuden käyttöä kaupallisiin tarkoituksiin sitovalla tavalla ja voisivat estää sen muuttumisen markkinavoimien temmellyskentäksi. On siksi poliitikkojen ja kansainvälisten yhteistyöelimien, kuten Yhdistyneiden Kansakuntien, tehtävä rakentaa sitova säännöstö, jonka puitteissa lähiavaruuden ehkäpä väistämätöntä kaupallistamista voidaan jatkossa harjoittaa. Tähtitiede on uhattuna, jos toimiin ei ryhdytä. Mutta siinä emme häviä vain kauniita kuvia tähtitaivaan kohteista, vaan mahdollisesti elintärkeitä ymmärryksen murusia universumin ja sitä kontrolloivien luonnonlakien toiminnasta sekä suurimmista tähtitieteellisistä havainnoista, joita tulevaisuus voi tuoda tullessaan.
Kirjoitukseen on inspiroinut Alexandra Witzen teksti ”Swarms of satellites are harming astronomy. Here’s how researchers are fighting back”.
2 kommenttia “Olemme vaarassa menettää tähtitaivaan”
-
Yksi näkökohta tähän on että satelliitti on paljon himmeämpi silloin kun se on Maan varjossa. Esimerkiksi matalalla ekvaattoriradalla oleva satelliitti on Auringon valaisema vain melko lyhyen ajan auringonlaskun jälkeen ja ennen auringonnousua, koska aurinko laskee tropiikissa jyrkästi. Kommunikaatiosatelliitit eivät ole eivätkä voi olla sellaisella radalla, mutta esimerkiksi jos tavoitteena hyödyntää mikropainovoimaa teolliseen valmistukseen, silloin mikä tahansa rata kelpaa.
Katsoin muuten jossain vaiheessa tuon laajasti mediahuomiota saaneen väitteen taustaa että ilmakehässä palavista satelliiteista tulisi alumiinioksidia joka häiritsisi otsonikerrosta. En löytänyt alkuperäisestä paperista uskottavaa perustelua väitteelle. Ilmakehään saapuu mikrometeoroideja suuruusluokkaa sata tonnia vuorokaudessa eli paljon enemmän kuin satelliitteja, ja se ei näytä haittaavan otsonikerrosta. Meteoroideissa on enemmänkin magnesiumoksidia kuin alumiinioksidia, mutta en tiedä syytä miksi alumiini olisi kemiallisesti dramaattisesti erilainen kuin magnesium tässä suhteessa. Paperissa väitettiin että alumiinista irtoaisi maahanpaluussa nanohiukkasia, jotka sitten oksidoituvat, ja perusteluna käytettiin atomitason molekyylidynaamista simulaatiota. Kuitenkin nanomittakaavan ja satelliitin koon väliin mahtuu paljon ilmiöitä, joita ei tarkasteltu. Kuvittelisin että satelliitin alumiiniosat sulavat, sulanut alumiini pisaroituu aerodynaamisten voimien takia, ja pisarat hapettuvat pinnalta alumiinioksidiksi mutta säilyvät makroskooppisina jolloin ne putoavat maahan eivätkä jää pitkiksi ajoiksi roikkumaan stratosfääriin otsonikerrosta mahdollisesti häiritsemään. Todistustaakka on minusta tässä kysymyksessä niillä jotka väittävät että nykyisenkaltainen satelliittiromu olisi jostain syystä paljon vahingollisempaa ilmakehälle (per kilogramma) kuin luonnon mikrometeoroidit.
-
Mikko Tuomi sanoo:
Hyvä pointti liittyen satelliittien palamiseen ilmakehässä. On tosiaan liian varhaista sanoa, onko sillä merkitsevää vaikutusta, vaikka joitakin viitteitä onkin saatu.
-
Vastaa
Metalleista jättiläisplaneettoihin
Eksoplaneettojen löytöjen myötä tähtitieteilijät oppivat niitä koskevia lainalaisuuksia, jotka heijastelevat planeettakuntien syntyprosessien mekanismeja. Aurinkokunnan kappaleista ei oltu voitu vetää luotettavia yksityiskohtaisia johtopäätöksiä liittyen planeettakuntien syntyyn, mutta siitäkin saatiin jo paljon tietoa. Perustavanlaatuissena havaintona se tosiasia, että planeetat kiertävät Aurinkoa samassa tasossa ja samaan suuntaan, likimain ympyränmuotoisilla radoilla, kertoo jo paljon. Oli jo varhain ilmeistä, että aurinkokunnat syntyvät tähden muodostuessa sen ympärille rakentuvan kaasukiekon materiasta. Immanuel Kant ja Pierre-Simon Laplace kuvasivat jo 1700-luvun loppuun mennessä, miten materia muodostaa syntyvän tähden ympärille kertymäkiekon, jonka puitteissa planeetat muodostuvat. Se takaa, että planeetat päätyvät samaan tasoon ja kiertämään tähteä samaan suuntaan.
Koko planeettakuntien muodostumisen ytimessä on tähdeksi romahtavan tähtienvälisen kaasun ja pölyn keskimääräinen pyörimismäärä. Se määrittää tähden pyörähdysakselin suunnan, ja materia päätyy kiertämään tähteä akselin määräämään tasoon liikkeen vaimetessa kaikissa muissa suunnissa. Kertymäkiekko syntyy, koska luonnon pettämättömät säilymislait eivät anna sille vaihtoehtoja. Materia ei pääse lähemmäs vetovoiman keskusta liikeensä vuoksi ja jää kiertämään nuorta tähteä sitä ympäröivään kiekkomuodostemaan. Kiekon sisäinen kitka saa aineksen kuitenkin hiljalleen virtaamaan tähteen sen ydinreaktioiden vasta käynnistyessä, ja siitä kertymäkiekko on saanut nimensäkin. Kaikki sen materia ei kuitenkaan päädy tähteen, vaan planeeettojen synty pääsee käynnistymään kiekon tasossa.
Planeettojen synty kertymäkiekon sisällä ei ole suoraviivaista. Siitä kertoivat jo varhaiset havainnot siitä, että jättiläisplaneettoja on erityisen paljon sellaisissa tähtijärjestelmissä, joiden koostumukseen kuuluu enemmän raskaampia aineksia. Jo varhain, eksoplaneettalöytöjen alkuaikoina, tutkijat havaitsivat, että planeettoja sattui olemaan huomattavasti enemmän kiertämässä tähtiä, joiden kaasukehissä oli enemmän raskaita alkuaineita kuten happea, hiiltä ja rautaa. Havainto oli helppoa tehdä, koska instrumentit olivat herkkiä vain jättiläisplaneettojen löydöille, ja juuri ne ovat yleisempiä sellaisten tähtien järjestelmissä, joissa tähtitieteilijöiden kollektiivisesti metalleiksi kutsumia raskaampia alkuaineita on enemmän. Sama ei päde pieniin planeettoihin, jotka eivät ole riittävän suuria kyetäkseen keräämään vetovoimansa avulla ympärilleen paksut kaasuvaipat. Pienempiä planeettoja, erityisesti kiviplaneettoja, onkin aivan kaikkialla, ja niiden suunnattomaan yleisyyteen tähtien syntymateriaalin koostumuksella ei ole juurikaan vaikutusta.
Taustalla on luonnollisesti planeettojen syntymekanismi, joka tuottaa erilaisia lopputuloksia erilaisista alkutilanteista käsin. Kun tähti syntyy raskaampia alkuaineita runsaasti sisältävästä aineksesta, sen kertymäkiekkoon päätyy vastaava raskaampien aineiden yliedustus. On runsaasti raskaamman aineksen muodostamaa pölyä, ja planeettojen ytimet kasautuvat vauhdilla kasvaen nopeassa tahdissa Maapalloa suuremmiksi. Niiden saavutettua Maahan verrattuna kymmenkertaisen massan, vetovoima riittää kertymäkiekon kaasun haalimiseen paksuksi vaipaksi, ja tuloksena on jättiläisplaneetta. Vastaavasti, jos raskaita alkuaineita on vain vähän, ei massiivisia kaasuplaneettojen ytimiä ehdi kasaantumaan riittävän nopeasti, ja planeetat jäävät pieniksi. Silloin kertymäkiekko lopulta haihtuu tähden käynnistyneen säteilyntuotannon myötä avaruuteen ennen jättiläisplaneettojen muodostumista, ja niiden aika ei koskaan koita. Kun on paljon metalleja, voidaan saada jättiläisplaneettoja. Kun metalleja on vähän, saadaan planeettakunnan täydeltä vain pienempiä kiertolaisia. Se tarkoittaa samalla, että pieniä planeettoja on kaikkialla, kun taas jättiläisplaneetat ovat harvinaisia.
Planeettojen syntymekanismien lainalaisuuksilla on muitakin havaittavissa olevia seurauksia. Eräs piirre liittyy syntyvien planeettakuntien kehitykseen vuosimiljoonien kuluessa syntynsä jälkeen. Jos jättiläisplaneetoja pääsee syntymään, sillä on merkittäviä seurauksia koko planeettakuntaan. Kyse ei ole vain siitä, että järjestelmä saa muutaman suurikokoisemman kiertolaisen, vaan koko järjestelmän dynamiikka muuttuu. Jättiläisplaneettojen vetovoima on niin suurta, että niiden vetovoimavaikutus ei rajoitu vain ratojensa lähettyville, vaan sillä on kauaskantoisia seurauksia kautta koko planeettakunnan.
Pohjimmiltaan jättiläisplaneetat laajentavat vaikutuspiiriään kahdella tavalla. Ne voivat muuttaa lähemmäs tähteä kuumiksi jupitereiksi (kirjoituksen toinen ja kolmas osa on julkaistu erikseen) tai toisinaan jopa kauemmaksi, ja ne voivat saada toistensa radat epästabiilin kaoottisiksi vakavin seurauksin. Jo Aurinkokunnassa arvellaan tapahtuneen molempia. Jupiter syntyi varhain, ja muutti kertymäkiekon vaikutuksesta sisemmäksi estäen planeettojen synnyn asteroidivyöhykkeelle ja jättäen Marsin pienikokoiseksi. Jupiter on saattanut vaikuttaa vetovoimallaan niin merkittävästi, että koko sisäplaneettakunta jäi vaille supermaapalloja ja minineptunuksia, jotka ovat muutoin erittäin yleisiä planeettatyyppejä mutta puuttuvat Aurinkokunnasta. Saturnuksen synnyttyä Jupiterin kiertoradan ulkopuolelle, planeetat sitten muuttivat vetovoimavuorovaikutuksensa avulla takaisin ulommaksi, mikä jätti tilaa ja mahdollisuuden sisäplaneettojen synnylle.
Joidenkin arvioiden mukaan Aurinkokuntaan syntyi myös kolmas jääjättiläinen, Uranuksen ja Neptunuksen tapaan paksun kaasuvaipan omaava planeetta. Sille kävi kuitenkin huonosti Jupiterin ja Saturnuksen liikuttua jälleen ulommaksi. Silloin kolmannen jääjättiläisen ajatellaan ajautuneen Jupiterin ja Saturnuksen vetovoimien riepottelemana kaoottiselle radalle, jonka soikeus kasvoi merkittäväksi. Lopulta se sinkoutui pois Aurinkokunnasta ehtien kuitenkin ennen lähtöään vaikuttaa planeettojen syntyyn Neptunuksen radan ulkopuolella. Soikealla radallaan kolmas jääjättiläinen saattoi siivota ulomman Aurinkokunnan planeettojen syntyyn tarvittavaa materiaa pois saatavilta, jolloin sinne ei päässyt muodostumaan kääpiöplaneettoja suurempia kiertolaisia. Ajatus kuulostaa villiltä, mutta se sopii erinomaisesti tietoihin Aurinkokunnan nykyisestä rakenteesta.
Jättiläisplaneetat vaikuttavat samoilla mekanismeilla myös eksoplaneettojen järjestelmissä, joskin vaikutukset saattavat olla paljon dramaattisempia kuin Aurinkokunnan historiassa. Jos jättiläisplaneettoja pääsee syntymään, ne saattavat muuttaa läpi koko sisäplanettakunnan, jyräten koko planeetta-alkioiden joukon läpi ja estäen niitä koskaan kasvamasta varsinaisiksi planeetoiksi, jos edes välttyvät törmäämästä tähteä kohti liikkuvaan planeettaan. Toinen vaihtoehto on, että jättiläisplaneettoja on useita, ja ne päätyvät kaoottiseen muodostelmaan. Silloin jokin tai jotkut jättiläisplaneetoista sinkautuvat planeettakunnan ulko-osiin tai sattuu valtavia törmäyksiä, ja se jättää jälkensä loppuihin planeettoihin. Jäljelle jäävät jättiläisplaneetat päätyvät todennäköisesti hyvin soikeille radoille ja edustavat havaittua eksentristen jupiterien joukkoa. Niistä kaikki ovat kokeneet kosmista väkivaltaa ja päätyneet soikeille radoille merkkinä järjestelmiensä epävakaudesta kaaoksen käsissä. Monet eksentriset jupiterit saattavat lisäksi päätyä lähelle tähteään, kun tähden vuorovesivoimat hiljalleen syövät niiden liike-energiaa lähiohitusten aikana, ja rata pyöristyy ympyräradaksi tähden lähettyville.
Tuoreen tutkimuksen mukaan (Kuva 1.) pienten planeettojen järjestelmät jäävät keskimäärin vakaiksi planeettakunniksi, ja jatkavat erittäin todennäköisesti tähtiensä kiertämistä ympyräradoilla miljardeja vuosia. Jos planeetat kuitenkin kasvavat Neptunuksen kokoisiksi tai suuremmiksi, ainakin noin 3.5 kertaa Maapallon kokoisiksi, niiden vuorovaikutukset pääsevät tuottamaan eksentrisiä kaasuplaneettoja. Suurten planeettojen syntyyn taas tarvitaan metallipitoisia tähtiä, joiden kertymäkiekoissa on ollut runsaasti raskaita aineksia planeettojen massiivisten ydinten rakennusaineiksi. Planeettakunnat siis muodostuvat ikään kuin kaksilla eri asetuksilla. Joko jättiläisplaneettojen kanssa tai ilman.
Ei kuitenkaan ole automaattista, että jättiläisplaneettoja syntyy edes korkean metallipitoisuuden tähtiä ympäröivistä kertymäkiekoista. Keskimääräistä korkeampi metallipitoisuus vaikuttaa olevan vaatimuksena niiden synnylle, muttei yksinään riitä. Siitä ovat todistusaineistona lukuisat planeettakunnat, joissa jättiläisplaneettoja ei koskaan syntynyt, vaikka metallipitoisuus onkin korkealla tasolla. Lisäksi, havaitut lainalaisuudet ovat vain tilastollisia, eivätkä tarkoita paljoakaan yksittäisen planeettakunnan kohdalla. Sattumalla on valtava rooli planeettojen synnyn taustalla, ja syntymekanismeissa on paljon tuntemattomia tekijöitä, joita voi kyllä tutkia tietokonesimulaatioilla mutta joille saattaa olla hankalaa saada tukea tähtitieteellisistä havainnoista. Siksi voimme olla varmoja, että paljon on vielä selvittämättä ja planeettojen muodostumismekanismit tuovat paljastuessaan taatusti mukanaan suuriakin yllätyksiä tulevaisuudessa. Niitä kuitenkin kannattaa tutkia, koska se auttaa kartoittamaan kuinka yleisiä maankaltaiset, elävät planeetat ovat maailmankaikkeudessa.
Vastaa
Kuin Aurinkokunta
On olemassa vain yksi tunnettu elävä planeetta. Kotiplaneettamme Maa on meille erityislaatuinen, koska asutamme sen pintaa. Maailmankaikkeudessa on kuitenkin monia muitakin monella tapaa vastaavankaltaisia planeettoja, eikä ole mitään syitä olettaa Maan olevan uniikki edes siksi, että sen pinta on biosfäärin peitossa. Monet tähtitieteilijät uskovat, että oman galaksimme miljardien planeettojen joukossa on lukuisia toisiakin elinkelpoisia kivenmurikoita, joiden pinnoille elämää on myös syntynyt. Koska meillä joka tapauksessa on vain yksi esimerkki elävästä planeetasta, on järkevää etsiä samankaltaisia maailmoja samankaltaisista planeettakunnista, jotta voisimme löytää toisia eläviä planeettoja. Silloin olisi etsittävä Aurinkokunnan tapaan vastaavanlaisia hierarkisia, sisäplaneettakunnan kivenmurikoihin ja ulkoplaneettakunnan kaasujättiläisiin jakautuneita planeettajärjestelmiä. Mutta jos haluaisimme havaita toisen planeettakunnan, joka on ominaisuuksiltaan kuten oma Aurinkokuntamme, miten lähtisimme etsimää sellaista?
Ensimmäiseksi on rajattava tarkastelu yksinäisiin auringonkaltaisiin tähtiin, jotka eivät ole kaikkein yleisimpiä tähtiä maailmankaikkeudessa. Valtaosa, noin 70% tähdistä on huomattavasti himmeämpiä punaisia kääpiötähtiä, joiden ominaisuudet poikkeavat Auringosta niin paljon, että niitä on mahdotonta laskea auringonkaltaisiksi. Merkittävästi kirkkaammat ja massiivisemmat tähdet eivät myöskään muistuta Aurinkoa mutta ne ovat samalla harvinaisia, koska polttavat ytimiensä vedyn fuusioreaktioissaan loppuun nopeassa tahdissa ja kuolevat nuorina, vain miljoonien vuosien kuluessa. Siinä välissä on sitten auringonkaltaisten tähtien joukkio, joista niistäkin vain osa on yksinäisiä tähtiä Auringon tapaan.
Tyypillisesti tähtitieteilijät puhuvat auringonkaltaisista tähdistä asettamalla jotkin raja-arvot niiden lämpötiloille. Auringon laskennallinen pintalämpötila, niin sanottu efektiivinen lämpötila, on noin 5780 kelviniä, eli 5510 celciusastetta. Laskennallista lämpötilaa käytetään, koska on ilmeisen hankalaa saada lämpömittareita tähtien lähelle, ja koska sen avulla tähtiä voi verrata mainiosti keskenään. Jos ajattelemme, että tähti on tietyssä lämpötilassa, se säteilee lämpötilansa mukaisella tavalla säteilyä eri aallonpituuksilla Stefan-Boltzmannin lain ennustamalla tavalla. Efektiivinen lämpötila kertoo sen, missä lämpötilassa tähti vapauttaisi havaitun määrän säteilyenergiaa, jos se olisi ideaalinen mustan kappaleen säteilijä, joka vapauttaa säteilyä vain lämpötilansa edellyttämällä tavalla. Vaikka tähdet eivät ole täydellisiä mustan kappaleen säteilijöitä, vaan niiden säteilyspektrissä on monenlaisia vääristymiä kuten spektriviivoja, efektiivinen lämpötila antaa eri tähdille mainion vertailukelpoisen lukeman.
Jos katsomme kaikkia tunnettuja eksoplaneettakuntia, ja koetamme ensin etsiä ne järjestelmien keskustähdet, joiden lämpötila vastaa auringonkaltaista keltaista pääsarjan ja spektriluokan G tähteä, voimme rajata tarkasteluun lämpötilavälillä 5300-6000 K olevat tähdet. Jotta löytäisimme myös samankaltaisia planeettakuntia, on syytä rajata tarkastelu tähtiin, joita kiertää jupiterinkaltaisia jättiläismäisiä kaasuplaneettoja. Sellaiseksi voidaan ajatella vähintään noin 3 AU:n etäisyydellä tähdestä kiertävä jättiläisplaneetta, joka on massaltaan ainakin saturnuksenkokoinen. Kolmen AU:n etäisyys valitaan siksi, että sen kohdalla sijaitsee Aurinkokunnan lumiraja, jonka takana vesi ja muut helpommin haihtuvat molekyylit ovat kiinteässä muodossaan tarjoamassa jättiläisplaneettojen ydinten syntyyn riittävästi materiaa. Tällä hetkellä sopivia jättiläisplaneettoja tunnetaan auringonkaltaisten tähtien kiertolaisina 188 kappaletta. Kun vielä hylätään joukosta selvästi Jupiteria soikeammalla radalla olevat planeetat, päädytään 42 planeetan ja tähden muodostamaan pariin. Niistä jokainen muistuttaa Aurinkokunnan Aurinko-Jupiter -pariskuntaa perusominaisuuksiltaan.
Mutta joukossa on yksi kohde, joka on erityisen tarkasti kuten Aurinkokunta, jos huomioi vain Auringon ja Jupiterin. Noin 60 valovuoden päässä meistä, tähteä HD 154345 kiertää hyvin tarkkaan jupiterinkaltainen planeetta, ja kiertolaisensa ansiosta järjestelmää onkin pidetty tarkimpana analogiana Aurinkokunnalle. Sen sisäplaneettakunnasta puuttuvat kaikki kaasuplaneetat ja luultavasti jopa supermaapallot, joten maankaltaisten planeettojen järjestelmä on voinut kiertää tähteä sen elinkelpoisen vyöhykkeen sisällä tai lähettyvillä jo vuosimiljardeja, antaen biosfäärin kehittyä sopivissa olosuhteissa kaikessa rauhassa. Hiukan kauempana, vajaan 160 valovuoden etäisyydellä on toinen hyvinkin tarkkaan Auringon ja Jupiterin kaltainen pari tähden HD 136925 järjestelmässä. On siksi selvää, että täysin samankaltaisia planeettakuntia ei ole aivan Auringon lähinaapurustossa.
Aurinkokunnan kanssa analogisia järjestelmiä tunnetaan kymmeniä, mutta yhdestäkään niistä ei tunneta maankaltaisia planeettoja. Syy siihen on yksinkertainen. Maankaltaisten planeettojen löydöt ovat yksinkertaisesti liian vaikeita saavuttaa nykymenetelmillä. Ylikulkumenetelmällä se on käytännössä mahdotonta, koska ylikulkujen todennäköisyys on maankaltaisille planeetoille häviävän pieni ja yksittäisiä ylikulkutapahtumia sattuisi silloinkin vain kerran vuodessa. On erittäin epätodennäköistä, että yhdenkään tunnetun auringonkaltaisen tähden, jota kiertää jupiterinkaltainen planeetta, kiviplaneetat kiertäisivät tähteä sopivalla radalla, jotta ylikulkuja voisi edes periaatteessa sattua. Vaikka se onkin tietenkin mahdollisuus, kapasiteettia tehdä eri puolilla taivasta sijaitsevista yksittäisistä tähdistä jatkuvia havaintoja riittävän tarkoilla instrumenteilla ei yksinkertaisesti ole. Radiaalinopeushavainnoilla voisi periaatteessa tehdä havaintoja kaikista sopivista tähdistä, mutta maankaltaisten planeettojen vetovoimavaikutusten erottaminen havainnoista on nykymenetelmillä edelleen saavuttamattomissa. Muilla havaintomenetelmillä mahdollisuuksia on vieläkin vähemmän.
Tarkkojen Aurinkokunnan kopioiden etsimisen sijaan, voidaan arvioida kuinka paljon aurinkokunnankaltaisia planeetakuntia on olemassa perustuen jupiterinkaltaisten planeettojen havaittuihin määriin. Hierarkisia aurinkokuntia voi olla jopa kuudella prosentilla tavallisista tähdistä. Niistä lähimmät ovat silloin aivan Aurinkokunnan lähettyvillä, mutta on laajennettava ajatusta siitä, minkälaiset tähdet ovat hyväksyttyjä. Jos kelpuutamme kaikki vakaat tähdet, jotka vain loistavat miljardeja vuosia, lähimmät aurinkokuntaa muistuttavat tähtijärjestelmät ovat lähitähtiemme joukossa. Koska punaisten kääpiötähtien kiertoradoille masiivisia kaasuplaneettoja syntyy vain aniharvoin, todellinen jupiterien yleisyys auringonkaltaisten tähtien kiertoradoila on huomattavasti kuuden prosentin arviota suurempi.
Olen kirjoittanut aiemmin Epsilon Indin jättiläisplaneetasta ja siitä, kuinka järjestelmä on monella tapaa samankaltainen suhteessa omaamme, vaikka planeetta onkin Jupiteria soikeammalla radalla. Se ei kuitenkaan ole vain 12 valovuoden etäisyydellä edes lähin järjestelmä, jossa on karkeasti jupiterinkaltainen planeetta. Vielä lähempänä, vain runsaan 10 valovuoden päässä Auringosta, sijaitsee Epsilon Eridani ja sen kiertolainen AEgir — jupiterinmassainen kaasuplaneetta, joka kiertää tähden runsaassa seitsemässä vuodessa noin 3.5 AU:n etäisyydellä. Vaikka Epsilon Eridani on alle miljardin vuoden ikäisenä huomattavasti Aurinkoa nuorempi tähti, sen planeettakunnassa on jättiläisplaneetan lisäksi muitakin kiinnostavia ja hyvin tuttuja piirteitä.
Epsilon Eridanin järjestelmä on hyvin pölyinen. Lämpösäteilyn havainnot ovat paljastaneet, että tähteä ympäröi Auringon tapaan asteroidivyöhyke juuri jättiläisplaneetan kiertoradan sisäpuolella. Aurinkokunnasta poiketen, asteroidivyöhykkeitä vaikuttaa kuitenkin olevan toinenkin jättiläisplaneetan kiertoradan ulkopuolella. Se kertoo siitä, että AEgirilla ei ole seuranaan toista lähekkäistä jättiläisplaneettaa kuten Saturnus on Aurinkokunnassa Jupiterin seuralaisena. Vieläkin ulompana, noin 70 AU:n etäisyydellä, tähteä ympäröi niinikään verrattaen tarkkarajainen pölyrengas, mikä kielii toistaiseksi tuntemattomien planeettojen olemassaolosta paimentamassa materiaa ulkoplaneettakunnassa. Jo renkaan olemassaolo vaatii selityksekseen jatkuvia ulkoplaneettakunnan komeettamaisten kappaleiden törmäyksiä, jotka vapauttavat uutta pölyä, koska muutoin tähden säteily olisi poistanut pölyn tähden kiertoradalta.
Kuva 1. havainnollistaa mainiosti Aurinkokunnan ja Epsilon Eridaniin järjestelmän samankaltaisuuksia. Sisäplaneettakunnassa AEgir paimentaa asteroidivöhykkeen kappaleita kuten Jupiter Aurinkokunnassa, mutta silmiinpistävänä erona on tietojen puuttuminen Epsilon Eridanin mahdollisesta sisäplaneettakunnasta. Tyhjä alue asteroidivyöhykkeen sisäpuolella ei kieli planeetojen puutteesta, vaan siitä, että sisäplaneetoille on mainiosti tilaa lähempänä tähteä, elinkelpoisen vyöhykkeen tietämillä. Ulkoplaneettakunnatkin ovat monella tapaa samankaltaisia, kun jälleen huomioi varmojen tietojen Epsilon Eridanin ulommista planeetoista puuttuvan. Jos planeettoja kuitenkin on, mihin viittaa pölyrenkaiden selvärajaisuus, kyse on suurella todennäköisyydellä suunnilleen Uranuksen ja Neptunuksen kanssa analogisista kappaleista.
Epsilon Eridanin sisäplaneettakunnan olemassaolo on puhdasta spekulaatiota, mutta fysiikan lait ovat muuttumattomia. Samat prosessit, jotka johtivat Maan ja Aurinkokunnan muiden kiviplaneettojen syntyyn, ovat joka tapauksessa olleet toiminnassa myös Epsilon Eridainin järjestelmässä. Sisäplaneettakunnan pöly on taatusti kasautunut yhteen suuremmiksi kappaleiksi, aina protoplaneetoiksi asti, ja lopputuloksena on taatusti ollut jonkinlainen planeettakunta, jos pölyä vain on ollut riittävästi. Ei ole hyviä syitä uskoa, että planeettakunta olisi kadonnut jonkin kosmisen oikun seurauksena, kuten tähden lähelle muuttaneen ja tähteen lopulta törmänneen vaeltavan jättiläisplanetan ansiosta. Sellaisesta ei ole mitään merkkejä, joten planeettojen on oltava olemassa, jos ne vain pääsivät muodostumaan.
Täsmälleen aurinkokunnankaltaisia planeettakuntia on jokseenkin turhaa koettaa etsiä eksoplaneettajärjestelmien joukosta, koska tietomme ovat niin puutteellisia ja planeettojen synnyn satunnainen luonne varmistaa, että identtisiä eksoplaneettakuntia tuskin löytyykään. Jupiterinkaltaiset planeetat ovat kuitenkin verrattaen yleisiä, ja niitä on havaittu kiertämässä jo aivan lähimpiä tähtinaapureitamme. Niiden voidaan ajatella siivoavan sisäplaneettakunnan ympäristön vaarallisista protoplaneetoista ja suurista asteroideista, mikä vähentää jatkossa järjestelmässä sattuvien elämälle kohtalokkaiden törmäysten määrää merkittävällä tavalla. Jos planeettakunnasta lisäksi puuttuvat kaikki supermaapalllot ja kuumat kaasuplaneetat, niistä kannattaa myös etsiä maankaltaisia planeettoja. Ainakin mahdollisuudet sellaisten järjestelmien maankaltaisten planeettojen elinkelpoisuudelle ovat suuret. Niin ainakin tietomme, perustuen ainoaan tunnettuun elävään planeettaan maailmankaikkeudessa, vihjaavat.
Vastaa
Missä jättiläisplaneetat hallitsevat
Vastasyntyneet planeetat eivät välttämättä ole pieniä. Tähtensä kiertoradalla kertymäkiekoksi kutsutun materiamuodostelman sisällä syntyvät planeetat kehittyvät hyvin nopeassa tahdissa suuriksi, ja ryhtyvät hallitsemaan ratojaan vetovoimansa avulla. Jättiläisplaneettojen synty on monella tapaa itseään voimistava prosessi. Mitä suuremmaksi planeetta ehtii kasvaa, sitä voimakkaampi sen vetovoima ja sitä nopeammin se kasvaa vetämällä puoleensa jäljelläolevaa materiaa tähden kertymäkiekosta. Tilannetta kutsutaan positiiviseksi takaisinkytkennäksi, ja se saa planeetat kasvamaan jättiläismäisiin mittoihin nopeasti.
Havaittaessa vastasyntyneitä planeettoja, peliin astuu mukaan valintaefekti. Mitä suurempi planeetta on kyseessä ja mitä nopeammin se kasvaa, sitä kuumempana se näyttäytyy havaittaessa lämpösäteilyn aallonpituuksilla. Näemme siksi helpoimmin planeettoja, jotka ovat jo ehtineet kasvaa valtaviksi ja jotka ovat jo imuroineet vetovoimallaan itseensä suuret määrät kaikesta ratansa lähettyvillä saatavilla olevasta materiasta. Koska muodostuminen on nopeaa, vain aniharva planeettakunta on sopiva syntyvien jättiläisplaneettojen havaitsemiselle. Jos planeetat taas eivät ole vielä kasvaneet suuriksi, emme voi nykytekniikalla havaita niitä. Siksi syntyvien planeettojen ja planeettakuntien tutkiminen on vaikeaa. Yhden esimerkin tarjoaa kuitenkin yli 350 valovuoden etäisyydellä oleva nuori tähti PDS 70.
Tähden PDS 70 nuoret planeetat ovat äärimmäisen kiinnostavia. Planeetoista PDS 70 c on osoittautunut ALMA -teleskooppimuodostelman havainnoissa olevansa tähden tapaan kertymäkiekon ympäröimä. Kyseessä on planeetta, jonka ympärille on luultavasti muodostumassa kuiden järjestelmä rinnastuen vaikkapa Jupiterin kuiden monimuotoiseen kokoelmaan. Koko planeettakunta on kuitenkin vasta rakentumassa, mistä on saatu uutta tietoa James Webb -avaruusteleskoopin havainnoista. JWST on erinomainen instrumentti syntymässä olevien planeettakuntien tutkimiseen, koska se on herkkä juuri sopivilla lämpösäteilyn aallonpituuksilla. Planeettojen syntyprosessien havainnointi onkin ollut yksi teleskoopin tieteellisistä peruspilareista sen suunnittelusta lähtien.
JWST kykenee havaitsemaan samanaikaisesti sekä tähteä kiertäviä planeettoja että sen materiakiekon lähettämää säteilyä. Uusissa havainnoissa näkyy, miten planeettojen vetovoima suorastaa kilpailee tähden vetovoiman kanssa jäljellä olevasta materiasta. Planeettojen gravitaatio on niin voimakasta, että ne imevät itseensä materiaa tähden ympäriltä ja kertymäkiekkoon kehittyy suoranaisia materiavirtoja ohjaamaan ainesta paneettojen pinnalle. Sen seurauksena järjestelmään on muodostunut havaittava, selvärajainen reunus (Kuva 1.) planeetoista ulomman radan ulkopuolelle. Raja kertoo kuinka kaukaa planeetat kylkenevät haalimaan materiaa itseensä kasvaessaan edelleen. Planeetat ovat muodostaneet itselleen rengasmaisen alueen, jossa ei näy merkkejä lämpösäteilyä vapauttavasta pölystä, koska lähes kaikki pöly on siivottu pois planeettojen vetovoimien vaikutuksesta.
Merkittävää on myös kasvavien planeetojen itsensä havainto JWST:n avulla. Se antaa mahdolisuuden tutkia niiden lähettämää valoa entistä tarkemmin. Havainnot kertovat ylimääräisestä säteilystä, jota ei voida selittää pelkkien planeettojen avulla, vaan molempien jättiläisplaneettojen ympärillä on todennäköisesti omat kertymäkiekkonsa kielimässä kuiden synnystä. Voimme verrata tilannetta oman Aurinkokuntamme Jupiteriin ja Saturnukseen. On välittömästi ilmeistä, että kuita ei ole muodostumassa vain PDS 70 -järjestelmän eksoplaneettojen kiertoradalle, vaan samat mekanismit tuottavat niitä valtavissa määrin kaikkialle, missä vain muodostuu jättiläisplaneettoja.
Edes JWST:n huikea tarkkuus ei kuitenkaan riittänyt kolmannen planeetan merkkien havaitsemiseen millään varmuudella. Aiempien havaintojen perusteella raportoitu kolmas kiertolainen on siten todennäköisesti planeetaksi tulkittu havaintokohinan tuottama häiriö, eikä tähdellä ole ylimääräisiä jättiläisplaneettoja kumppaneinaan. Sekin on kuitenkin merkittävä tieto, koska planeettojen synnyn ymmärtämisessä on tärkeää tietää minkälaisia planeettoja muodostuu ja minkälaisia ei.
Jos havaittujen jättiläisplaneettojen ratojen sisäpuolella ei ole lisää kaasujättiläisiä, tarjoaa tähden PDS 70 sisäplaneettakunta mainiot olosuhteet kiviplaneettojen synnylle. Kiinnostavuutta lisää aiempi, myöskin JWST:n avulla tehty, havainto vedestä sisäplaneettakunnan alueella. Kosteissa olosuhteissa syntyvät sisäplaneetat ovat kiehtova ajatus, mutta PDS 70 on vasta noin viisi miljoonaa vuotta vanha tähti, eikä Maata muistuttavien kiviplaneettojen synty ole vielä päässyt kunnolla vauhtiin sen sisäplaneettakunnassa. Protoplaneettoja eli planeettojen pienempiä esiasteita luultavasti jo on, ja planeettojen muodostuminen on käynnissä pölyn kasaantuessa aluksi pieniksi kappaleiksi ja lopulta niin suuriksi, että ne vaikuttavat toistensa ratoihin vetovoimallaan. Siinä kuitenkin kestää ainakin kymmeniä miljoonia vuosia, ja kaoottisen prosessin lopputulos on kaikkea muuta kuin varma. On mahdotonta ennustaa minkälaisia kiviplaneettoja järjestelmään on syntymässä.
Sisäplaneettakunnan muodostuminen ja koossapysyminen vaatii myös sen, että jättiläisplaneetat eivät vaella liian lähelle tähteä ja häiritse kiviplaneettojen syntyä. Jättiläisplaneetat voivat vaeltaa lähemmäs tähteään vuorovaikuttaessaan kertymäkiekon kanssa tai häiritsemällä vetovoimillaan toistensa ratoja. Pahimmillaan niistä sisempi saattaisi jopa päätyä aivan tähden lähelle kuumaksi jupiteriksi, mikä paljolti pyyhkisi pois koko kappaleiden kirjon sisäplaneettakunnasta, mukaan lukien muodostumaan ehtineet kiviplaneetat.
PDS 70 tarjoaa vasta toisen esimerkin usean planeetan järjestelmästä, jonka havaitseminen on onnistunut suoraan kuvaamalla. Se on siksi äärimmäisen arvokas kohde koettaessamme haalia tietoja planeettakuntien syntyprosesseista. Valtaosa tunnetuista nuorista planeettakunnista on hiukan vanhempia, jolloin jättiläisplaneetat eivät enää loista voimakasta lämpösäteilyä. Niiden muodostuminen on edennyt lähelle loppuaan ja ne ovat viilenneet, koska ovat saavuttaneet lopullisen kokonsa eivätkä enää kerää itseensä materiaa. Sellaisissa järjestelmissä voidaan havaita vain jäljelläoleva materiakiekko ja planeettojen vetovoimallaan siihen uurtamat symmetriset aukot. Planeetat kuitenkin jatkavat tähtensä kiertämistä kiekkoon siivoamiensa aukkojen kohdalla. Niiden tutkimiseen vain vaaditaan muita menetelmiä. Lämpösäteily ei enää paljasta niiden olemassaoloa.
Vastaa
Kaiken tappavaa säteilyä
Voimakas säteily jättää jälkensä planeetan kaasukehään. Säteilyn fotonit kuumentavat kaasukehän ulko-osia, ja saavat yhä useammat kaasun molekyylit hajoamaan. Fotonien luovuttaessa energiansa molekyyleille ja niistä irronneille atomeille, yhä useampi atomi saavuttaa planeetan vetovoimakehtästä pakenemiseen vaadittavan nopeuden. Keveimmät niistä karkaavat luonnollisesti ensimmäisenä vetyatomien johdolla, mutta säteilyllä on vaikutuksensa koko kaasukehän kemiaan ja koostumukseen. Jos pieni kiviplaneetta kohtaa liian voimakkaan säteilyvuon kiertoradallaan, se menettää lopulta kaasukehänsä avaruuteen, eikä kykene ylläpitämään elinkelpoisuuttaan. Ei edes silloin, kun sen kiertorata on asettunut mukavasti keskelle tähden elinkelpoista vyöhykettä.
Kaasukehän olemassaolo on ehdoton välttämättömyys, jotta eksoplaneetta voisi kyetä ylläpitämään biosfääriä pinnallaan. Siksi tähtitieteilijät ovat ensi tilassa keskittyneet etsimään merkkejä pienten kiviplaneettojen kaasukehistä varmentaakseen niiden olevan olemassa ja tutkiakeen sitten niiden ominaisuuksia. Tähtiään lähellä kiertävien kiviplaneettojen kaasukehistä ei toistaiseksi ole havaittu merkkejä kuin voimakkaan tulivuoritoiminnan yhteydessä, laavaplaneettojen olosuhteissa. Viileämpien Maan kokoluokan planeettojen suhteen merkkejä kaasukehistä ei ole vielä havaittu millään varmuudella. Kyse on kuitenkin vain numeroleikistä: kun havaitsemme riittävän monen planeetan ylikulkuja riittävän pitkään, saamme lopulta esiin merkkejä myös kaasukehien olemassaolosta niistä joidenkin kohdalla. Emme kuitenkaan kaikkien, koska aktiiviset tähdet voivat saada planeettansa vuotamaan kaasukehänsä avaruuteen hyvinkin lyhyessä aikaskaalassa.
Kaikki planeetat vuotavat kaasua avaruuteen, joten kaasukehän olemassaolon suhteen on kyse vuodon suuruusluokasta. Sitä puolestaan voi arvioida mallintamalla röntgenalueen ja korkeaenergisen ultraviolettisäteilyn vaikutusta planeettojen kaasukehiin. Ensin on kuitenkin tehtävä havaintoja tyypillisten tähtien tuottamasta korkeaenergisestä säteilystä. Mainio kohde sellaisille havainnoille on lähitähti Wolf 359, joka vain 7.9 valovuoden etäisydellä muodostaa yksinään Aurinkoa viidenneksi lähimmän tähtijärjestelmän. Se on pieni, punainen kääpiötähti, ja yksi harvoista yksinäisistä lähitähdistä, joiden kiertoradalta ei toistaiseksi tunneta varmuudella planeettoja. Tähteä saattaa kiertää Neptunusta massiivisempi planeetta suhteellisen kaukaisella, noin 8 vuoden kiertoradalla, mutta sen olemassaoloa ei ole saatu varmennettua. Sellaisen kaasuplaneetan kiertoradan sisäpuolella on kuitenkin joka tapauksessa runsaasti tilaa pienille Maan kokoluokan kiviplaneetoille.
Wolf 359 on hyvin pieni ja aktiivinen, ja aktiivisuutensa puolesta ehkäpä jopa tyypillisempi punainen kääpiö kuin meitä lähempänä sijaitsevat Proxima Centauri ja Barnardin tähti. Vastaavankaltaisilla tähdillä on lähes poikkeuksetta kiertolaisinaan pienten kiviplaneettojen joukkio lähellä tähteään, elinkelpoisen vyöhykkeen kohdalla ja sen kuumalla sisäpuolella. Mutta voisiko tähden Wolf 359 planeettakunnassa olla elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja, jotka kykenevät myös säilyttämään elinkelpoisuutensa eivätkä menetä kaasukehiään tähden aktiivisuuden puristuksessa?
Tuoreiden Chandra- ja XXM-Newton -avaruusteleskoopeilla tehtyjen havaintojen mukaan, elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneetat tähden Wolf 359 ympärillä, jos niitä on olemassa, ovat todellisissa ongelmissa. Teleskooppien havaintojen avulla määritetty tähden tasaisesti tuottama röntgenalueen säteily (Kuva 1.) antaa mainiot mahdollisuudet arvioida säteilyn vaikutuksia planeettoihin. Yhdessä korkeaenergisen ultraviolettisäteilyn kanssa, Wolf 359:n tuottama röntgenalueen säteily riittää riisumaan pienet kiviplaneetat kaasukehistään jopa miljoonassa vuodessa — silloin järjestelmän pienten kiviplanettojen kaasukehät olisivat tuhoutuneet jo kauan sitten.
Tutkijat tarjoavat kuitenkin kaksi ehtoa sille, että Wolf 359:n elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoilla voisi olla kaasukehät suojanaan. Edellytyksenä on, että planeetta kiertää elinkelpoisen vyöhykkeen viileällä ulkoreunalla ja sillä on peittonaan raskaampien atomien molekyyleistä kuten hiilidioksidista muodostunut kaasukehä. Muussa tapauksessa planeetat menettäisivät kaasukehänsä huomattavasti nopeammassa aikaskaalassa kuin vaaditaan elämän kehittymiseen monimuotoiseksi biosfääriksi. Esimerkiksi maankaltainen planeetta Wolf 359:n järjestelmässä menettäisi kaasukehänsä noin kahdessa miljardissa vuodessa, jolloin sen pinnalle ei koskaan voisi muodostua planeetaltamme tuttua pinnan peittävää biosfääriä. Ei siis ainakaan noudattaen oman evoluutiohistoriamme tapaan noin neljän miljardin vuoden aikataulua. Tulos saattaa olla yleistettävissä muihin vastaavankaltaisiin tähtiin, muttei välttämättä hiukan massiivisempiin ja siten kirkkaampiin punaisiin kääpiöihin, joiden elinkelpoiset vyöhykkeet ovat vastaavasti kauempana.
Tähden Wolf 359 havainnoista saadut tulokset eivät ole ainoita laatuaan. Toinen verrattaen läheinen kohde, L 98-59, joka on hiukan massiivisempi mutta sijaitsee noin neljä kertaa kauempana, on myös ollut tutkimuksen kohteena, koska sitä kiertää ainakin neljä, ehkä jopa kuusi, pientä kiviplaneettaa siistissä muodostelmassa verrattaen lähellä tähden pintaa. Tulokset säteilyn vaikutuksesta sen planeettojen kaasukehiin paljastavat toisenlaisia ongelmia elävien planeettojen havaitsemiselle. Kiviplaneetat tähden L 98-59 järjestelmässä ovat saattaneet kuivua ja hapettua elinkelvottomiksi säteilyn vaikutuksesta.
Aivan tähtensä viereen, tiukkaan pakatuille radoille asettuneet planeetat menettävät todennäköisesti kaiken vetensä tähtensä intensiivisessä säteilyssä verrattaen nopeasti, vaikka pitäisivätkin kiinni kaasukehistään, mikä ei siis ole varmaa. Voimakkaan ultraviolettisäteilyn kärventäessä planeettojen kaasukehiä, niiden sisältämä vesihöyry on erityisen alttiina säteilylle. Vesimolekyylit hajoavat säteilyn vaikutuksesta ja prosessissa vapautuvat keveät vetyatomit karkaavat avaruuteen. Jäljelle jää vain happi, joka takuulla reagoi planeettojen pintojen aineksen kanssa, mutta pysyy myös kaasukehissä pitkiä aikoja. Sellaisessa tilanteessa pyrkimyksemme havaita kaasukehien happipitoisuutta merkkinä yhteyttävästä elämästä kokevat valtaisan kolauksen. Happipitoinen kaasukehä saattaa olla merkkinä tähden säteilystä ja muinaisesta veden olemassaolosta, ja elämän merkkien havaitseminen vain happimolekyylien merkkejä havaitsemalla voidaan unohtaa.
Käsillä on kaksi elämän merkkien etsinnälle ongelmallista tulosta. Punaisten kääpiötähtien kiviplaneetat saattavat olla täysin kaasukehättömiä kappaleita, koska tähdet itse eivät ole suotuisia kiviplaneetttojen kaasukehien olemassaololle. Poikkeuksen voi muodostaa elinkelpoisen vyöhykkeen ulkoreuna, jolla kaasukehien olemassaolo voi olla mahdollista, jos ne vain koostuvat tarpeeksi raskaista alkuaineista. Silloinkin suuri osa niiden pintavedestä saattaa olla jäätynyttä. Sellaiset planeetat ovat kuitenkin mahdollisesti kauttaaltaan jäässä, jolloin kyse on lähinnä jääkuoren peittämistä kappaleista, joiden edellytykset ylläpitää elämää pinnallaan ovat heikot.
Tähtien säteily saattaa myös tuottaa ainakin jonkin verran kiviplaneettoja, joiden kaasukehissä on merkittäviä määriä vapaata happea. Silloin yksi parhaista kaavailluista menetelmistä havaita eläviä planeettoja, etsimällä yhteyttävän elämän merkkinä vapaata happea, ei olisikaan millään tavalla ratkaisevassa roolissa. Tähtien säteily voi siksi tappaa planeetan elinkelpoisuuden lisäksi myös mahdollisuudet saada varmuutta planeettojen yhteyttävien biosfäärien olemassaolosta. Punaisten kääpiötähtien poistuminen elinkelpoisten tähtijärjestelmien listalta olisi kuitenkin niin valtaisa pettymys, ettemme voi aivan vielä kiirehtiä vetämään varmoja johtopäätöksiä. Etenkään, kun tulokset antavat siitä vasta viitteitä kouralliselle parhaiten tutkittuja tähtiä.
Mielenkiintoinen havainto – mikäli elämän merkit vielä voidaan tieteellisesti varmentaa.
Elämänmerkkien todentaminen ei kuitenkaan vielä varmenna onko kyse älyllisestä elämästä.
Arvioissa galaksien, tähtien ja planeettojen määristä on kuitenkin todettu elämän
mahdollisuuksiin olevan runsaasti toisaallakin ja siten myös älyllistä elämääkin.
Ufo -kirjallisuudessa ollut kertomuksia jopa älyllisen elämän yhteyksistä maapalloon.
Mitään yleisesti todistettavaa näyttöä ei kuitenkaan ole saatu vaikka
videotallenteita poikkeusnopeista liikkuvista valokuvioista taivaalta onkin saatu.
Luin viime vuodelta 2024 ilmestyneen ufo -kirjan suomeksi, jonka kirjoittanut
1980-luvulla syntynyt unkarilainen mies, ufojen harrastaja sekä niitä tietoja kerännyt.
Kirjassaan kertonut, että maapallon kontaktihenkilöihin oltaisiin oltu yhteydessä
telepaattisesti – joka ns. mahdollistaisi ajasta ja paikasta riippumattomaa etäyhteyttä.
Kirjan lopussa oli esillä myös näkemys, että älyllisesti edistyneempi elämänmuoto
tietämyksemme ulkopuolelta avaruudesta olisi kehittynyt samankaltaiseen
parvimuodostumaan kuin maapallolla esim. mehiläiset elää.
Siis ei olisi niin yksilöllistä kuin ihmisten elo täällä maapallolla.
Sikäli mahdollinen kehityskulku, että ryhmämuodostelmissa ns. joukkoäly
voisi olla moninkertaista yksilöiden älyllisiin mahdollisuuksiin verrattuna.
Kehittyneimmät tietokoneemmekin ovat sarjaan tai rinnakkain kytkettyjä
rakennelmia, jotka nopeasti suoriutuu erilaisista tehtävistään
– joita ihmisille eivät olisi mahdollistakaan suorittaa.