Eksoplaneetta hukassa

Muinaisten marsilaisten merkit

16.9.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Elinkelpoisuus

Jos planeettamme elämän sunnattoman monimuotoisuuden opiskelu on opettanut jotakin, ydinviesti voisi olla vaikkapa se, että elämä kyllä keksii keinot. Elävät organismit ovat sopeutuneet jokaiseen elinympäristöön, jota vain olemme keksineet planeetallamme tarkastella, ja sittenkin tutkijat hämmästyvät tämän tästä löytäessään eläviä organismeja sopeutuneena vieläkin äärimmäisempiin olosuhteisiin — sellaisiin, joiden piti olla saavuttamattomissa. Ne fysikaalisen maailman rajoitteet, joiden puitteissa elävät organismit voivat pitää aineenvaihduntansa käynnissä, sekä kasvaa ja lisääntyä, laajenevat jatkuvasti saadessamme tietoa ekstremofiileiksi kutsutuista äärimmäisistä mikrobeista. Ne kestävät suurta kuumuutta ja jäädyttämistä lähes absoluuttiseen nollaan, avaruuden tyhjiötä sekä valtaisaa painetta merenpohjien alapuolisissa sedimenteissä, ihmisen kudoksia liuottavaa ja tuhoavaa happamuutta ja emäksisyyttä, ja jopa intensiivistä säteilyä, joka tekisi omat solumme toimintakyvyttömiksi lyhyessä ajassa.

Elävät organismit ovat kerran synnyttyään ja planeetan vallattuaan niin kestäviä ja sopeutumiskykyisiä, että planeetan sterilointi vaatisi käytännössä suuren asteroidin kosmista törmäystä, mikä höyrystäisi planeetan kiinteän kivisen kuorikerroksen liike-energiansa muututtua valtaisaksi määräksi lämpöä. Ja silloinkin, törmäyksen voimasta avaruuteen sinkoavat kuorikerroksen heitteleet sisältäisivät runsaasti mikrobeita, jotka selviäisivä kivenmurikoidensa sisällä vuosituhansia tai jopa miljoonia, ja kansoittaisivat planeetan uudelleen sen kuorikerroksen taas jäähdyttyä ja heitteleiden satuttua palaamaan takaisin planeetan pinnalle avaruusseikkailultaan. Jotkut tutkijat arvelevat, että edes venuksen kokema äärimmäinen kasvihuoneilmiö ei riitä steriloimaan planeettaa, vaan elämä saattaa edelleenkin kukoistaa jopa Venuksen kaasukehän yläosissa, miedommissa lämpötilaolosuhteissa. Siihen verrattuna Marsin olosuhteet ovat eläville organismeille suorastaan ihanteellinen paratiisi, jos ei lasketa aivan planeetan voimakkaassa ultraviolettisäteilyssä korventuvaa pintaa.

Eikä elämä vain keksi keinoja, vaan se keksii ne aina vain uudelleen ja uudelleen. Kun ympäristö asettaa eliöiden selviytymiselle haasteensa, ne löytävät kerta toisensa jälkeen samat toimivat ratkaisut haasteisiin ja sopeutuvat olosuhteisiin. Esimerkiksi näkökyky on kehittynyt eläinmaailmassa lukuisia kertoja, ja silmäksi kutsutut näköaistille oleelliset elimet ovat kehittyneet toisistaan riippumatta kymmeniä kertoja planeettamme biosfäärin kehityshistorian aikana. Mutta näkökyky on kehittynyt muillekin eliöryhmille, ei vain eläimille, eikä siihen välttämättä edes tarvita erikoistuneita elimiä. Kasvitkin näkevät, ne aistivat valon voimakkuuden ja suunnan, ja kykenevät suuntaamaan kasvunsa valoa kohti. Niillekin on kehittynyt näkökyky, vaikka ovatkin silmättömiä. Kasvit aistivat valon suunnan valon taittuessa ja sirotessa niiden solujen välisissä ilmaraoissa. Se tuottaa kasvinversojen sisälle valaistusolosuhteet, jotka paljastavat soluille valon suunnan ja kertovat minne kasvua tulisi suunnata. Myös mikrobit osaavat aistia valon suunnan koko solullaan ja vaikkapa uida sitä kohti, jos se vain on tarkoituksenmukaista. Se kertoo omalta osaltaan, että valoaistimukset ovat äärimmäisen tärkeitä informaation lähteitä elävien organismien selviämiselle, ja niiden kayttäminen kirkkaan auringonvalon täyttämällä planeetalla on siksi yleistä.

Samat lainalaisuudet pätevät myös muiden elinympäristöjen reunaehtojen suhteen. Yksi tärkeimmistä on mahdollisuus saada energiaa elävän organismin aineenvaihdunnan ja rakenteen ylläpitämiseen, sekä elämältä vaadittaviin toimintoihin, joista oleellisimpia on kyky lisääntyä. Kaikki elämä tarvitsee energiaa, ja samankaltaisissa olosuhteissa elävät organismit sopeutuvat tyydyttämään energiantarpeensa samankaltaisilla tavoilla. On järkevää ajatella, että muinaisen Marsin olosuhteissa mikrobit ovat voineet toimia kuten ne toimisivat vastaavissa olosuhteissa Maassakin. Mars on ollut vetinen ennen kuin sen kaasukehä harveni ja valtameri pakeni pinnan alle, ja maan elämälle tutut energiantuotantomekanismit ovat mainiosti voineet auttaa marsilaisia mikrobeita selviämään samankaltaisissa olosuhteissa. Ensimmäiset epäsuorat havainnot muinaisten marsilaisten mikrobien toiminnasta onkin nyt havaittu Marsin pinnan geologisista muodostelmista.

Vihjeet menneestä elämästä

Ihmiskunnan Marsin pinnalle lähettämät robottiluotaimet edustavat teknisen sivilisaatiomme moderneja tutkimusmatkailijoita. Ne ovat lähinnä Marsin pinnan olosuhteita varten rakennettuja renkaiden varaan pystytettyjä tieteellisiä laboratorioita, jotka eivät tosin kykene samaan autonomiseen toimintaan kuin geologit ja biokemistit Marsin olosuhteissa pystyisivät, mutta jotka kykenevät saavuttamaan valtavasti tietoa planeetan pinnan muodostelmista, kemiasta, geologiasta ja jopa muinaisesta biologisesta aktiviteetista. Yksi parhaista on Perseverance, joka on huristellut punaisen planeetan pinnalla jo vuoden 2021 helmikuusta lähtien. Se on auton kokoinen ja noin tonnin painoinen tutkimusrobotti, joka kykeneen liikkumaan Marsin pinnalla varsin ketterästi kuuden renkaansa avulla. Se kykenee ottamaan kuvia erilaisten tarkkojen kameroidensa avulla, mittaamaan Marsin kaasukehän kaasujen pitoisuuksia, tekemään kivimateriaalista spektrihavaintoja sen koostumuksen selvittämiseksi, tekemään tutkahavaintoja selvittääkseen pinnanalaisten kivikerrostumien tiheyttä, ja mittaamaan radioaktiivista säteilyä, tuulta, ja pölyhiukkasten ominaisuuksia. Sillä on varusteenaan jopa mikrofoni, jolla kulkija on äänittänyt Marsin tuulen ujellusta. Mutta ennen kaikea, Perseverancella on varusteenaan pora ja lasereita, joilla se voi vaikuttaa tutkittaviin kohteisiin, tarkastella kivien sisäosia ja kerätä näytteitä. Näytteiden toimittaminen takaisin Maahan ei tosin ole vielä mahdollista, mutta Perseverance on säilönyt niitä tiiviisiin koeputkiin, joita se on jättänyt matkansa varrelle myöhemmin paluumatkalle poimittavaksi.

Yksi Perseverancen avulla tutkituista kohteista on viime aikoina ollut Jezeron kraateri, joka sisältää runsaita merkkejä muinoin virranneesta vedestä. Kraaterin läntisen reunan nimellä Neretva Vallis tunnettu laakso on paikka, jossa Perseverance on tutkinut varhaisen Marsin geologisia prosesseja ja etsinyt elämän merkkejä. Laakso on muinaista vedenpohjaa, jonka mudassa on tapahtunut jotakin samankaltaista kuin lukemattomissa oman planeettamme mutapohjaisista järvistä, merenlahdista ja muista vesistöistä. Neretva Vallisin alueelle muodostuneissa punertavissa kivettyneissä kerrostumissa on pieniä vihertäviä täpliä, merkkejä noduuleista, pyöreistä palluroista, jotka poikkeavat mutakiven kerrostumista koostumukseltaan. Ne sisältävät vihreää vivianiittia, joka on eräs vetisissä olosuhteissa muodostuva rautafosfaatin muoto. Sen lisäksi kerrostumissa on leopardin pilkkuja muistuttavia pieniä renkaita, jotka koostuvat niinikään rautafosfaateista sekä rautasulfideista, jotka muodostavat greigiitiksi kutsuttua mineraalia. Mineraalit ovat syntyneet muinaisessa mutapohjassa orgaanisen materiaalin aikaansaatua kemiallisia hapettumis-pelkistys -reaktioita, joiden seurauksena vivianiitti ja greigiitti ovat syntyneet.

Maapallolla samoja mineraaleja on muodostunut vuosimiljardien ajan vastaavissa olosuhteissa. Niitä syntyy mudassa elävien mikro-organismien aineenvaihdunnan tuotteina. Mikrobit haalivat itselleen energiaa mistä voivat, ja sen seurauksena syntyy monenlaisia yksittäisiä mineraaleja merkiksi mikrobien ruokailutottumuksista. Tuntien miten elämä kykenee sopeutumaan samanlaisiin olosuhteisiin samanlaisilla tavoilla, ei ole kovinkaan vaikeaa ajatella, että vastaavissa olosuhteissa mikrobit ovat toimineen vastaavilla tavoilla. Mutta onko marsilainen elämä vastuussa Marsin mineraalimuodostelmista? Se on edelleen näyttämättä aukottomasti todeksi, vaikka vaihtoehtoiset selitykset ovakin käymässä nopeasti vähiin. Minkään yksittäisen geologisen muodostelman tai mineraalin tulkitseminen biomarkkeriksi on kuitenkin ennenaikaista. On ensin käytävä läpi useita askeleita, joihin oleellisena liittyy vaihtoehtoisten selitysmallien poissulkeminen sellaisella varmuudella, että alati uusia tuloksia epäilevä tiedeyhteisö hyväksyy elämän toiminnan parhaaksi ja luotettavimmaksi selitysmalliksi.

Vastaavia mineraalimuodostelmia saattaisi syntyä riittävän kuumissa olosuhteissa. Se vaatisi aktiivista tulivuorta ja sen kuumuutta mineraalien muodostumisen ajanjaksolle. Merkit vetisestä ympäristöstä vaikuttavat kuitenkin sulkevan pois kuumat, tuliperäiset olosuhteet, eikä ympäröivässä kiviaineksessa näy mitään merkkejä kuumenemisesta. Tuliperäisyys olisi lisäksi tyypillisesti rajoittunutta yksittäiseen kerrostumaan, jossa sula laava olisi virrannut. Mineraaleja kuitenkin esiintyy kerrostumassa toisensa perään, pitkien ajanjaksojen ajalta, joten mineraalien muodostuminen virtaavan veden alla mikrobien toiminnan tuloksena vaikuttaa sopivan havaintoihin parhaiten.

Kyse on kuitenkin vain yksittäisestä havainnosta. Tarvitaan enemmän. Tarvitaan laajaa todistusaineistoa mikrobien aineenvaihduntatuotteista ja niille sopivasta elinympäristöstä, ja kenties jopa mikorbien fossiileja, jos sellaisia vain on voinut säilyä. Toistaiseksi on voitu aukottomasti osoittaa vain se, että Marsin pintaolosuhteet ovat olleet elämälle soveltuvia kerrostumien muodostumisajankohtana. Ja vaikka se tarjoaakin mahdolisuuden konvergentille evoluutiolle ja siten samankaltaiselle mikrobien toiminnalle kuin Maassa, kyse on vain epäsuorasta todisteesta, jolla on sittenkin epävarmuutensa.

Mutta epävarmuudet huomioiden tulokset ovat äärimmäisen merkittäviä. Ehkäpä elämää on syntynyt Marsin pinnalla riippumattomasti omasta planeetastamme. Ja ehkä se on kukoistanut Marsin pintaolosuhteissa satojen miljoonien vuosien ajan, ennen kuin punaisen planeetan pinta kävi elämälle liian hankalaksi olosuhteiltaan. Mikään, mitä toistaiseksi elävistä organismeista ja niiden kehityksestä ja sopeutumiskyvystä tiedämme, ei ole ristiriidassa sellaisen ajatusrakennelman kanssa. Vain aukottomat todisteet puuttuvat. Paikan päälle lähettämämme robottiluotaimet kuitenkin tekevät työtään väsymättä ja saavat jatkuvasti uutta tietoa Marsin geologisesta ja biokemiallisesta nykyisyydestä sekä historiasta. Kiistattomiksi elämän merkeiksi katsottava aineisto saattaa siksi olla jo niiden tutkittavana.

---

Punertavan taivaan maapallot

9.9.2025 klo 10.43, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen , Koostumus

Pieniä punaisia kääpiötähtiä kiertävien eksoplaneettojen värimaailma poikkeaa merkittävästi omastamme. Niiden himmeät punaiset tähdet säteilevät lähes yksinomaan punaista valoa mutta sitäkin vain paljon Aurinkoa himmeämmin. Keltainen ja sininen valo puuttuvat tähtien säteilyspektreistä lähes kauttaaltaan, joten planeettojen olosuhteissa tähden valaistus tuottaisi ihmissilmällä katsottuna vain punertavia värejä ja synkkiä harmaan sävyjä. Valaistus olisi outoa, suorastaan aavemaista kirkkaaseen keltaiseen valoon sopeutuneelle ihmissilmälle, mutta se olisi myös pelottavan muuttumatonta. Punaisten kääpiötähtien elinkelpoiset vyöhykkeet ovat aivan tähtien lähellä, ja niillä kiertävät planeetat ovat siksi ikuisesti vuorovesilukkiutuneita. Niiden toinen puolisko kylpee aina kelmeässä punertavassa valossa, kun taas toinen puolisko on ikuisesti pimeä. Siksi elinkelpoiset olosuhteetkin saattavat rajoittua vain rengasmaiselle aluelle, ikuisen aamuhämärän vyöhykkeelle.

Punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen kiviplaneetat ovat maailmankaikkeuden yleisimpiä potentiaalisesti elämää ylläpitämään kykeneviä paikkoja. Niiden elinkelpoisuus tarkoittaisi karkeasti sitä, että kahdensadanmiljardin tähden Linnunradassamme elinkelpoisia planeettoja olisi ainakin 150 miljardia. Silloin Auringonkaltaisten tähtien elävät planeetat olisivat outo vähemmistö, epätodennäköisen erikoinen paikka eläville organismeille valtaosan maailmankaikkeuden elämästä eläessä punaisten taivaiden alla.

Punaisten maailmojen elämää hankaloittaa kuitenkin tähtien aktiivinen toiminta niiden räiskyessä purkauksineen aivan planeettojen lähellä. Se vaikuttaa planeettoihin monella tavalla. Ilmeisin vaikutus on säteilyolosuhteiden muutos, kun roihupurkausten aiheuttamat välähdykset saavat tähden kirkkauden kasvamaan ajoittain moninkertaiseksi. Joskus superroihuiksi kutsutut purkaukset kirkastavat tähtiä jopa monikymmenkertaisiksi muutamien minuuttien ajaksi. Hyvästä esimerkistä käy vuonna 2016 havaittu lähimmän punaisen kääpiötähden Proxima Centaurin superroihu, joka sai tähden kirkastumaan pariksi minuutiksi peräti 68 kertaiseksi tavalliseen verrattuna ja teki tähdestä hetkeksi jopa paljaalla silmällä havaittavan taivaan kohteen. Sellaiset säteilyolosuhteiden äkkinäiset muutokset ovat kovin vieraita suhteessa oman aurinkomme tasaiseen loisteeseen, jossa ei tapahtu paljaalla silmällä havaittavia muutoksia.

Roihupurkaukset eivät kuitenkaan tarkoita vain lisääntynyttä näkyvän valon kirkkautta. Niiden yhteydessä vapautuu suuria määriä korkeaenergistä ultraviolettisäteilyä, joka vaikuttaa planeettojen kaasukehiin hajottaen niiden molekyylejä ja tuottaen siten vapaita radikaaleja. Sillä voi olla monenlaisia seurauksia, mutta selkein lopputulos on, että vetyatomit irtoavat raskaammista atomeista ja karkaavat kaasukehän yläosista avaruuteen. Raskaammat atomit eivät puolestaan karkaa niin helposti, joten kaasukehä muuttuu hiljalleen raskaiden atomien molekyyleistä koostuvaksi. Se suosii hiilidioksidi- ja typpipitoisia kaasukehiä, koska erityisesti vesi ja metaani, jotka sisältävät keveitä vetyatomeja, hajoavat herkästi eivätkä voi enää muodostua uudelleen vedyn karattua pois. Punaisten kääpötähtien purkaukset ja niihin yhdistyvä voimakas hiukkastuuli ja varattujen hiukkasten virta saattavat olla niin intensiivisiä, että ne riisuvat planeetat kokonaan kaasukehistään. Se jättäisi jäljelle steriilejä kivenmurikoita, joiden elämän edellytykset ovat menneet, joiden virtaava vesi on hävinnyt ja joiden olosuhteista elämän etsinnät olisivat turhia. Siksi astronomit ovat koettaneet tehdä punaisten kääpiöiden elinkelpoisten vyöhykkeiden planeetoista kaasukehähavaintoja. Erityisen hyvä kohde on TRAPPIST-1 järjestelmä, jossa on seitsemän ylikulkumenetelmällä havaittavissa olevaa planeettaa. Kahden sisimmän, kuuman ja varmuudella elottoman planeetan havainnoista merkit kaasukehästä vain ovat puuttuneet.

TRAPPIST-1 d: samaa maata

Sisimmät kaksi TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoista ovat ehkäpä kaasukehättömiä, kuolleita kiviä, mutta ne eivät olekaan tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä. Ne saavat olla kuin suuria merkuriuksia, eikä se vaikuta arvioihimme planeettakuntien elinkelpoisuudesta ja elävien planeettojen määrästä millään tavalla. Planeetta TRAPPIST-1 d on kuitenkin paljon merkityksellisempi. Sekin kiertää tähteään hyvin lähellä, kerran neljässä päivässä, etäisyydellä, joka vastaa runsasta kahta prosenttia Maan ratasäteestä. Planeetta on silti elinkelpoisella vyöhykkeellä ja sen pinnalleen saama tähden säteilyteho on vain muutaman prosentin enemmän kuin Maapallolla.

TRAPPIST-1 d poikkeaa Maasta merkittävillä tavoilla. Se on noin viidenneksen pienempi kuin Maa, mutta massaltaan vain vajaat 40% Maapallosta. Niiden perusteella voidaan laskea planeetalla olevan Maata selvästi matalampi keskitiheys, mikä osaltaan kertoo sen keskimäärin koostuvan Maata keveämmistä aineksista. Ei riitä, että sen rautaydin on Maan ydintä pienempi, vaan suuren osan planeetan koostumuksesta on oltava metalleja ja kivisen kuoren silikaatteja keveämpää ainesta. Se tarkoittaa joko suurta veden määrää sitoutuneena planeetan silikaattivaipan mineraaleihin tai muodostaen paksun vesikerroksen planeetan pinnalle. Vaihtoehtoisesti TRAPPIST-1 d on paksun kaasukehän peitossa mutta se vaikuttaa epätodennäköiseltä planeetan vähäisen massan vuoksi. Kyse on siksi ehkäpä hiukan Maata kuumemmasta planeetasta, mutta ehdottomasti yhdestä kandidaatista elinkelpoiseksi planeetaksi, jonka koostumuksesta luultavasti suuri osa on elämän eliksiiriä vettä. Elinkelpoisuus kuitenkin riippuu täysin kaasukehän ominaisuuksista, paksuudesta, koostumuksesta ja pilvisyydestä.

Tuoreet James Webb -avaruusteleskoopin avulla tehdyt havainnot kertovat planeetasta jotakin, mutta niiden tulkinta ei ole vaivan suoraviivaista. JWST on ollut sunnattuna TRAPPIST-1 tähteä kohti yhteensä jo kymmeniä päiviä, ja sen mittauksissa on rekisteröity tarkasti planeettojen ylikulkuja pyrkimyksenä selvittää niistä jokaisen koostumuksia. Havainnot planeetan d kaasukehästä eivät ole vielä onnistuneet täysin tyydyttävällä tavalla, mutta saadut tuloksen antavat jo tietoa planeetan koostumuksesta suoralla tavalla.

Planeettaa ympäröivä laaja vetypitoinen kaasukehä, kuten minineptunuksilla, voidaan sulkea pois suurella varmuudella. Se tekee planeetan vetisen koostumuksen entistäkin todennäköisemmäksi, koska oikein mikään muu ei voi selittää planeetan matalaa keskitiheyttä. Myös omalta planeetaltamme tuttujen molekyylien määrille planeetan d kaasukehässä saadaan ylärajoja. Vesi, hiilidioksidi ja metaani olisi voitu havaita, jos niitä olisi runsaina pitoisuuksina kaasukehässä ja kaasukehä olisi paksu kuten Maalla. Planeetalla ei ole maankaltaista ilmakehää, eikä sen kaasukehä voi muistuttaa pilvetöntä versiota Titanista tai Venuksesta. Paksu, hiilidioksidipitoinen kaasukehä voidaan sulkea pois, jos se on kirkas ja vailla pilviä. Pilvien mahdollisuus tekee kuitenkin planeetan kaasukehän ominaisuuksien ennustamisesta hankalaa.

On periaatteessa kolme vaihtoehtoista selitysmallia, jotka sopivat havaintoihin. Ehkäpä TRAPPIST-1 d on vain hyvin harvan kaasukehän peitossa ja sitä peittää korkeintaan jonkinlainen ohut, Marsia muistuttava matalan paineen kaasukehä. Silloin sen pintaolosuhteissa tuskin syntyy riittävää kasvihuoneilmiötä ja kaasun painetta ja nestemäisen veden esiintymiselle ei ole edellytyksiä. Toinen vaihtoehto on, että kaasukehä puuttuu kokonaan, kun tähden purkaukset ja hiukkastuuli ovat riisuneet planeetan paljaaksi kivenmurikaksi. Kumpikaan selitysmalleista ei ole hyvä uutinen elämän esintymiselle. Kolmas vaihtoehto on kuitenkin edelleen mahdollinen. Jos planeetan kaasukehä on verrattaen paksu mutta sitä peittää paksu ja jatkuva pilviverho, ylikulkumittaukset mahdollistavat vain pilviverhon yläpuolisen kaasukehän havaitsemisen. Sellaisessa tilanteessa planeetalla saattaisi hyvinkin olla elämälle soveltuvat olosuhteet pilviverhon alla vallitsevan nestemäisen veden esiintymisen mahdollistavan lämpötilan ja runsaan virtaavan veden olemassaolon vuoksi.

Vuorovesilukkiutuminen tuo mukanaan omat fysikaaliset seurauksensa. Jos planeetalla on kaasukehä, tähden säteily kuumentaa sen valoisaa puolta voimakkaasti saaden veden höyrystymään ja muodostamaan pysyvän pilvimuodostelman planeetan valoisalle puoliskolle. Se muodostelma voi lopulta peittää koko planeetan, mikä tekee paksusta globaalista pilvikerroksesta hyvinkin mahdollisen, jos planeetan pinnalla vain on riittävästi vettä. Samalla fysiikan armottomat lait saattavat kuitenkin käynnistää planeetan elinkelpoisuuden tuhon. Sen pilviverhoa pommittaa jatkuvalla tavalla tähden voimakas säteily, ja ultraviolettisäteily hajottaa ajan myötä vesimolekyylit pakottaen vedyn karkaamaan planeetalta. Jos prosessi on riittävän nopea, lopputuloksena on planeetan kuivuminen ja mahdollinen muuntuminen venuksenkaltaiseksi kuumaksi pätsiksi, jos koko kaasukehä ei vuoda avaruuteen.

On joka tapauksessa selvää, että sisin TRAPPIST-1 -järjestelmän elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista ei ole maankaltainen. Sen kaasukehä ei ole kuin Maapallolla, vaan joko puuttuu tai on hyvin ohut, tai planeettaa peittää kauttaaltaan paksu pilviverho. Vaikka kaasukehä puuttuisikin, on syytä edelleen jatkaa planeettakunnan ulompien maailmojen havaitsemista niiden ominaisuuksien selvittämiseksi. Ulommat planeetat ovat kyenneet pitämään kiinni kaasukehistään suremmalla todennäköisyydellä ja JWST:n havaintojen karttuessa niidenkin kaasukehien koostumuksista kyetään saamaan tietoa.

TRAPPIST-1 e: mahdollisuus elinkelpoisuuteen?

Neljäs planeetoista, TRAPPIST-1 e, on tietokonesimulaatioiden mukaan todennäköisimmin virtaavan veden planeetta. Se on hiukan Maata viileämpi ja sen sijainti elinkelpoisella vyöhykkeellä on hyvin samanlainen kuin lähiplaneetallamme Proxima b:llä. Tiedot e:n ominaisuuksista voivat siksi auttaa arvioimaan myös Proxima b:n elinkelpoisuuden todellista kohtaloa. Planeetta e on vain kymmenyksen Maata pienempi ja massaltaankin noin 70% Maasta, joten sen mahdollisuudet pitää vetovoimansa avulla kiinni kaasukehästään ovat sisempiä sisaruksiaan paremmat. Planeettaa d suurempi massa tarkoittaa myös sitä, että planeetan ydin jäähtyy hitaammin ja se kykenee ylläpitämään geologista aktiivisuutta, magneettista dynamoa ja siten tähden hiukkastuulelta suojaavaa magneettikenttää paljon paremmin. Planeetta e on myös tiheämpi kuin d. Sen koostumus on arvioiden mukaan hyvin lähellä Maan koostumusta, ja planeetalla on luultavasti metallinen ydin ja paksu silikaattivaippa muttei massiivista vesikerrosta kiviaineksen päällä. Se on siis planeetta, jossa vesi voi virrata, mutta jonka elinkelpoisuus ei huku massiivisen vesivaipan puristuksessa.

Havainnot planeetan e kaasukehästä ovat olleet erittäin haastavia, koska planeetta kiertää tähden hitaammin kuin sisemmät sisaruksensa. Sen kiertoaika on noin kuusi päivää, mikä on 50% pidempi kuin sisemmällä planeetalla d. Siksi sen ylikulkuja havaitaan harvemmin ja niistä saadaan tietoa hitaammin. Kaasukehän ominaisuuksien selvittämisen tarvitaan useita kymmeniä ylikulkuja, ja vaikka tarvittavaa määrää ei ole vielä koossa, uudet tutkimustulokset antavat mahdollisuuden sanoa planeetan ominaisuuksista jo jotakin.

Primitiivistä vetypitoista kaasukehää planeetalla ei ole, mikä vain tukee tehtyjä mittauksia planeetan koosta ja massasta, joiden perusteella laskettu keskitiheyskin osoittaa vetykehän puuttuvan. Raskaammista molekyyleistä koostuvien kaasukehien poissulkeminen onkin sitten jo huomattavasti vaikeampaa. Tutun chileläisen kollegani, Nestor Espinozan johtaman tuoreen tutkimuksen mukaan, planeetan TRAPPIST-1 e läpäisyspektri kertoo jotakin, mutta tutkijat eivät ole aivan varmoja mitä se on (Kuva 1.). Tuloksissa on merkillepantavaa se, että kaasukehän puuttuminen sopii havaintoihin varsin hyvin. Se tarkoittaisi tasalaatuista läpäisyspektriä, jossa planeetan koko näyttäytyisi samana kaikilla havaituilla aallonpituuksilla. Samalla on kuitenkin selvää, että spektri ei ole aivan tasainen, vaan siinä on joitakin tilastollisesti merkitseviä poikkeamia. Vaikuttaa siltä, että planeetalla saattaa olla kaasukehä, mutta sen ominaisuuksien tutkiminen on toistaiseksi juuri ja juuri havaintotarkkuuden tavoittamattomissa.

Toisessa samanaikaisesti julkaistussa tutkimuksessa, jota johti yhdysvaltalainen Ana Glidden, pyrittiin puristamaan havainnoista tietoa siitä, minkälaiset kaasukehät olisivat havaintojen puitteissa mahdollisia. Hiilidioksidipitoiset kaasukehät vaikuttavat epätodennäköisiltä, joten planeetan luonne jonkinlaisena venuksenkaltaisena mutta pilvettömänä planeettana voidaan poissulkea. Voidaan sanoa, että venuksenkaltaiset olosuhteet eivät ole muutoinkaan mahdollisia, koska kaasukehä ei ole yhteensopiva edes Venuksen pilvikerroksen yläpuolisen harvemman kaasukehän kanssa. Mahdollisuudeksi kuitenkin jää kaasukehä, jossa on paksulti typpikaasua ja sen puitteissa ripaus metaania sekä hiilidioksidia. Se on hiukan parempi malli kuin vaihtoehtoinen pelkästä typestä koostuva kaasukehä, joka ei selitä pieniä variaatioita, kuten ei selitä kaasukehän puutekaan. Ei kuitenkaan ole toistaiseksi täysin selvää kielivätkö variaatiot kaasukehän todellisista ominaisuuksista, vai kenties jostakin tähden pinnan tuottamasta häiriöstä, jota ei ole saatu eliminoitua. Tulevat, riippumattoman havaintojen analyysit, joiden tulokset ovat vastaavissa tapauksissa aina äärimmäisen tärkeitä, kuitenkin auttavat varmasti tuomaan lisävaloa asiaan.

---

Juuri nyt näyttää siltä, että kolme seitsemästä TRAPPIST-1 tähden planeetoista on elottomia maailmoja, vaikka planeetta d olisikin paksun kaasukehän ja pilviverhon peitossa. Planeetta e puolestaan asettaa eteemme valtaisan kysymysmerkin — sen kaasukehä voi olla tosiasia, ja se voi olla jopa ilmakehämme tapaan typpikaasun täyttämä, mutta on liian varhaista vetää johtopäätöksiä. Havaintoja tarvitaan lisää. Planeettojen luonne antaa siis odottaa paljastumistaan, mutta tulokset ovat myös jossakin määrin lupauksia herättäviä koettaessamme etsiä elämälle soveltuvia olosuhteita ja lopulta myös elämän merkkejä läheisiltä eksoplaneetoilta. Erityisesti planeetan e läpäisyspektri antaa mahdollisuuden elätellä toiveita. Se on tasainen, kuten kaasukehättömällä planeetalla, muttei niin tasainen, että voitaisiin sanoa kaasukehän puuttuvan. Ja jos kaasukehä tosiaan on olemassa, sen mahdollisuudet olla yhteensopivia elämän esiintymisen kanssa voidaan katsoa hyviksi.

Emme kuitenkaan voi olettaa, että odotuksemme ja toiveemme elinkelpoisten maailmojen löytämisestä vaikuttaisivat piiruakaan siihen, millaisia planeettoja fysiikan ja kemian armottomat lainalaisuudet ovat vuosimiljardien saatossa tuottaneet. Voimme spekuloida, mutta sen lisäksi voimme vain koettaa onkia mahdollisimman tarkkoja tietoja kosmisista naapureistamme ja selvittää niiden ominaisuuksia. Planeettojen elinkelpoisuudesta ja ehkäpä jopa elämästä saadaan kyllä tietoa sitten, kun osaamme kerätä niiltä saapuvia fotoneita oikeanlaisilla teleskoopeilla ja instrumenteilla. Sen aika on aivan pian käsillä.

---

Alpha Centaurin eksoplaneetta

19.8.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen

Proxima Centauri herättää jatkuvasti huomiota, kun sen planeetoista vain saadaan uutta tietoa tai niitä jopa löydetään lisää. Tuoreimmat havainnot kertovat Proxima b:llä olevan kumppaninaan planeetta d, joka on hyvin pieni jopa kiviplaneetaksi ja on planeetoista sisimpänä planeettakunnassaan. Joidenkin havaintojen mukaan järjestelmässä on ulompana nimellä Proxima c tunnettu supermaapallo, joka kiertää tähden noin kahdessatuhannessa päivässä, mutta sen varmistaminen ei ole edennyt tutkijoiden toivomalla tavalla. Planeetasta ei tuoreimmissa riippumattomissa havainnoissa ja niiden analysoinneissa näy jälkeäkään, ja siksi eksoplaneettatutkijat katsovat kyseessä olleen lopultakin väärä havainto.

Mutta sellaista on tiede. Virheelliset tulokset ja niiden tulkinnat hylätään vääjäämättä havaintojen ja ymmärryksen karttuessa, ja kaikki tieteelliset tulokset saavat joko vahvistuksensa tai ne kyetään sulkemaan pois. Jälkimmäisen kohtalon koki portugalilaisastronomi Xavier Dumusquen ryhmineen vuonna 2012 raportoima kiviplaneetta kiertämässä Proximan tähtikumppania, Alpha Centaurin kaksoistähden komponenttia B. Ryhmä kertoi löytäneensä tähden liikkeestä huojuntaa, jonka selitykseksi he esittivät pienen ja kuuman kiviplaneetan olemassaoloa, kiertämässä tähteä kerran noin kolmessa päivässä. Havaintoa ei koskaan saatu varmennettua ja sen katsotaan aiheutuneen epäonnisena sattumuksena havaintojen kohinasta ja tähden aktiivisuudesta sekä niiden riittämättömästä huomioinnista havaintojen analysoinnissa. Tähtitieteilijät ovat kuitenkin havainneet Alpha Centaurin tähtiä herkeämättä viimeiset vuosikymmenet. Sen tähtipari koostuu kahdesta kirkkaasta tähdestä, jotka ovat meitä lähimpinä sijaitsevia Auringon kanssa samankaltaisia tähtiä. Niiden kiertoradoilta vain ei ole tunnettu ainuttakaan planeettaa. Se voi kuitenkin olla muuttumassa juuri nyt, kun James Webb -avaruusteleskoopin havainnoista on löydetty merkkejä, jotka on tulkittavissa tähden A kiertolaiseksi.

---

Kansainvälinen tutkimusryhmä kertoi hiljattain jättiläisplaneetasta kiertämässä Alpha Centaurin komponenttia A, minkä Tähdet ja avaruuskin noteerasi uutisotsikkona. Tutkijoiden tulkinnan mukaan tähteä kiertää valtaisa, aavistuksen Jupiteria suurempi kaasuplaneetta, joka on massaltaan Saturnusta suurempi mutta Jupiteria pienempi. Väite ei kuitenkaan ole aivan uusi, koska jo neljä vuotta sitten toinen tutkimusryhmä raportoi havainneensa ”jotakin” tähden kiertoradalla vastaavaan tapaan suoraan kuvaamalla. Jos tuore havainto vastaa planeettaa, se kiertää tähden noin kahden Maan ratasäteen etäisyydellä keskellä Aurinkoa hiukan kirkkaamman A-komponentin elinkelpoista vyöhykettä. Ilmeiset spekulaatiot planeetan kuista ja niiden elinkelpoisuudesta ovat kuitenkin täysin ennenaikaisia, koska planeetta ei välttämättä tarjoa niille alkuunkaan vakaata ympäristöä. Syynä on sen radan merkittävä soikeus mutta vieläkin kriittisempiä ongelmia saattaa aiheuttaa gravitaatio. Ne puolestaan aiheutuvat läheisen tähtikumppanin vetovoimavaikutuksesta.

Kuultuani uudesta tuloksesta ensimmäinen ajatukseni oli epäusko. Syitä siihen on kaksi. Ensinnäkin, tähtipari on minulle erittäin henkilökohtainen tuttavuus jo vuoden 2012 väitetystä planeettalöydöstä lähtien. Halusin pyrkiä tuolloin varmentamaan planeetan olemassaolon, mutten onnistunut siinä. En tosin onnistunut osoittamaan tulosta vääräksikään, koska Alpha centauri B on hyvin aktiivinen tähti, ja sen pinnan tähdenpilkut hankaloittavat spektrihavainnoilla tehtyjä radiaalinopeusmittauksia suunnattomasti. Periaatteessa tähteä voisi kiertää vaikka koko joukko pieniä kiviplaneettoja Maan rataetäisyyden sisäpuolella, ja emme välttämättä voisi selvittää niiden olemassaoloa alkuunkaan. Olen kuitenkin koettanut, ja palannut analysoimaan tähden kahden komponentin havaintoja aina, kun siihen on ollut riittävän painava syy. Sellainen syy voi olla merkittävä määrä uusia havaintoja tai keksimäni parannus niiden käsittelymenetelmissä. Mitään ei kuitenkaan ole löytynyt minun tai muidenkaan tutkijoiten töiden tuloksena, ja vaikuttaa siksi oudolta, että massiivinen kaasuplaneetta olisi voinut jäädä havaitsematta. Niiden löydöt ovat joka tapauksessa rutiininomaisia radiaalinopeusmenetelmällä, ja läheisen Alpha Centaurin havaintojen herkkyys on moninkertaisesti parempi kuin mitä jättiläisplaneetan havaitsemiseen vaadittaisiin.

On tietenkin se mahdollisuus, että planeetan ratataso on hyvin lähellä taivaankannen tasoa. Se käykin ilmi tutkijoiden raportista, jossa he ovat arvioineet tilannetta. Radiaalinopeushavaintojen kanssa yhteensopiva ratataso poikkeaa taivaankannen tasosta korkeintaan vain 10-20 astetta. Sellaisella radalla planeetan jääminen havaitsematta radiaalinopeusmenetelmällä saisikin selityksensä.

Mutta radiaalinopeusmenetelmä on vain yksi mahdollisista havaintomenetelmistä. Lähitähtenä Alpha Centaurin komponenttien liikettä taivaalla voi havaita suoraan, ja huojunnan havaitseminen niiden liikkeessä paljastaisi planeetan tai planeettojen olemassaolon kiertämässä toista tai molempia tähdistä. Mitään ei vain ole raportoitu, vaikka joidenkin arvioiden mukaan jopa kymmenen kertaa Maan massainen planeetta saattaisi olla havaittavissa tarkkailemalla puhtaasti tähtien liikettä suhteessa taustataivaan kaukaisempiin tähtiin. Liikkeeseen vaikuttaa vain kaksi tekijää: tähtien liike radallaan toistensa ympäri sekä niitä kiertävät planeetat. Alpha Centaurin tähtien luonne tekee kuitenkin niiden tarkkojen paikkojen mittauksista taivaalla äärimmäisen vaikeita. Tähdet ovat niin lähellä ja siksi niin kirkkaita, että ne ylivalottavat jokaisen taivaansa alueesta otetun kuvan, josta voidaan mitata tähtien paikkoja tarkasti suhteessa kaukaisempiin taustataivaan tähtiin. Pidemmät valotukset tekevät kuvista ylivalotuksen vuoksi käyttökelvottomia ja lyhyempien valotusten tarkkuus taustataivaan tähtien suhteen on varsin kehnoa. Kiertotie ongelman ympäri on kuvata tähtiä mikroaaltoaallonpituuksilla, joilla tähdet loistavat himmeämpinä. Silloin astrometriastakin tulisi mahdollista. Riittävään tarkkuuteen kuitenkin vaaditaan havaintoaikaa suurelta ALMA -teleskooppimuodostelmalta, mikä on saanut odottaa itseään, koska ALMA:n havaintokalenteriin ei ole saatu sovitettua yksittäisen tähtiparin epätodennäköistä planeetanetsintää sen matalan tieteellisen odotusarvon vuoksi.

Toinen syy epäuskooni piilee gravitaation vaikutuksessa ja arviot planeetan ratatasosta vahvistavat epäuskoani. Planeetan arvioitu ratataso nimittäin poikkeaa merkittävästi Alpha Centaurin tähtiparin keskinäisen liikkeen ratatasosta. Se taas voimistaa tähtikumppanin B planeetan rataan kohdistuvia häiriöitä merkittävällä tavalla. Tähdet kiertävä toisensa noin 80 vuoden aikana, ja saapuvat soikeilla radoillaan lähimmillään runsaan kahdeksan AU:n etäisyydelle toisistaan. Planeetan ollessa kahden AU:n etäisyydellä, on varmaa, että tähtikumppani heilauttaa sitä radallaan muuttaen radan muotoa jokaisen lähiohituksensa aikana. Oma arvioni on, että jos planeetta on tosiaan olemassa, sen rata on muotoutunut soikeaksi juuri tähtikumppanin lähiohitusten vuoksi. Joka tapauksessa, tiedämme myös, että yli kolmen AU:n etäisyydellä tähdestään yksikään planeetta ei voisi olla vakaalla radalla tähtiparin vetovoimavaikutuksen johdosta. Kyseessä olisi kaoottinen kolmen kappaleen järjestelmä, joka johtaisi nopeaan planeetan suistumiseen radaltaan ja tuhoutumiseen törmätessään toiseen tähdistä tai sinkoutumiseen ulos koko tähtijärjestelmästä. Kahden AU:n kohdalla radan vakaus voi kuitenkin olla juuri ja juuri mahdollista jopa poikkeavalla ratatasolla, joten ehkäpä planeetan olemasaoloa on kuitenkin pidettävä mahdollisena. Vastaavia järjestelmiä, joissa planeetan ratataso poikkeaa merkittävästi tähtiparin ratatasosta toistensa ympäri, tunnetaan ainakin kaksi muutakin, joten Alpha Centauri A ei planeettoineen näyttäydy sittenkään täysin mahdottomana planeettakuntana.

Planeetan olemassaolo on ehkäpä mahdollista, mutta sitä ei vielä voida pitään millään tavalla varmennettuna. Tutkijat ovat onnistuneet sulkemaan pois havaitsemansa kohteen luonteen taustataivaan kohteena, jonakin himmeänä tähtenä, joka vain sattuu sijaitsemaan sopivassa kohdassa kuvakenttää. He ovat myös onnistuneet sulkemaan pois mahdollisuuden, että kyse olisi oman planeettakuntamme kaukaisesta kappaleesta täsmälleen Alpha Centaurin suunnassa. Havainnoista puuttuu kuitenkin varmennus, mikä saataisiin havaitsemalla planeetaksi tulkittu kohde uudelleen ja toteamalla sen liikkuneen tavalla, jonka selittää sen liike tähden ympäri radallaan. Tutkijat kuitenkin epäonnistuivat näkemään siitä vilaustakaan toisella ja kolmannella havaintokerrallaan. Syynä voi olla juuri kappaleen liike, joka on vienyt sen radallaan meidän näkökulmastamme katsottuna liian lähelle tähteään, jotta havaitseminen olisi mahdollista. Olisi ironista, jos juuri planetaarisen luonteen varmistava rataliike olisikin tehnyt tyhjäksi yritykset varmentaa havaitun kohteen olevan planeetta. Toinen vaihtoehto on, että havainnossa ei ole kyse planeetasta, vaan jonkinlaisesta havaintolaitteen tai tähden tuottaman häiriön sattumalta aikaansaamasta havaintovirheestä.

Liike kuitenkin vie planeetan taas ratansa kohtaan, jossa sen havaitseminen uudelleen on mahdollista, ja havainto saa lähitulevaisuudessa varmennuksensa. Tai sitten ei. Lähitähtien planeettakunnilla on kiusallinen tapa pyrkiä pitämään astronomit pimennossa ominaisuuksistaan kaikin mahdollisin keinoin. Tai ainakin siltä jokaisen niitä tutkineen tähtitieteilijän mielessä tuntuu. Jos planeetta kuitenkin saa varmistuksensa, voimme edetä pohtimaan voisivatko sitä kiertävät kuut olla elinkelpoisia maailmoja. Ennen varmennusta sellainen spekulointi on jokseenkin hedelmätöntä.

---

Venus ja elämä

12.8.2025 klo 11.59, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Venusta kutsutaan hyvällä syyllä Maan sisarplaneetaksi Aurinkokunnassa. Se on massaltaan ja kooltaan hyvinkin tarkasti Maan kokoinen ja kiertää Aurinkoa hyvin samankaltaisella radalla kuin oma kotiplaneettamme, vaikkakin jonkin verran lähempänä. Venus ja Maa ovat syntyneet samasta Aurinkoa alkujaan ympäröineesstä materiakiekon tiheysrenkaasta, ja niiden koostumus on keskenään lähes identtinen. Planeetat poikkeavat kuitenkin toisistaan kuin lastenlaulun Päivänsäde ja Menninkäinen. Maa on leppoisa paratiisi, jossa nestemäinen vesi virtaa elämän eliksiirinä valtavalle kirjolle eläviä organismeja, kun taas Venus on yhtä kuuma kuin joidenkin suosimat pyrolyysiuunit, jotka polttavat puhdistustoimenpiteenä 500 Celciusasteen lämpötiloissa viimeisetkin orgaanisten ruoka-aineiden rippeet tomuksi. Eläville organismeille sellainen käsittely ei jätä mahdollisuuksia, vaikka kestääkin vain hetken. Venuksen pinnalla valtaisa kuumuus on puolestaan ainaista.

Venuksen pinta on tappava paikka kaikelle tuntemallemme tai edes kuviteltavissa olevalle elämälle. Mitkään monimutkaiset yhdisteet eivät voi selviytyä sen pinnnan poltteessa ja juuri kemian poikkeuksellinen kompleksisuus on käsityksemme mukaan yksi elämää parhaiten määrittäviä tekijöitä. Mutta niin ei ole ollut aina, vaan Venuksen pinnalla on muinoin virannut vesi ja se on ollut hyvinkin samankaltainen kuin varhainen Maa. Erot planeettojen nykyisissä olosuhteissa eivät kuitenkaan aiheudu vain niiden erilaisista rataetäisyyksistä suhteessa planeettakuntamme säteilyn lähteeseen, Aurinkoon. Lähempänä Aurinkoa suurempi määrä lämmittävää säteilyä tekee Venuksesta kuumemman kuin Maa, muttei sentään niin kuumaa, että elämä kävisi täysin mahdottomaksi sen pintaolosuhteissa. Varsinaisen kuoliniskun Venuksen pinnan elinkelpoisuudelle tuottaa sen Maan ilmakehää noin sata kertaa paksumpi lähes yksinomaan hiilidioksidista koostuva kaasukehä, jonka massiivinen kasvihuoneilmiö verhoaa planeetan ainaiseen kuumuuteen. Kaasukehän ominaisuudet ratkaisevat hyvinkin pitkälti planeettojen elinkelpoisuuden, ja Venus näyttää siltä osin saaneen kosmisessa arvonnassa heikot lottonumerot.

Se ei kuitenkaan ole estänyt tutkijoita spekuloimasta. Varhaiset tähtitieteilijät arvelivat Venuksen voivan olla elävä kuten Maakin, mutta heidän spekulaationsa eivät pohjautuneet kovinkaan kattaviin tietoihin planeetan ominaisuuksista. Harmina on Venusta kauttaaltaan peittävä paksu pilviverho, joka estää sen pinnan havaitsemisen erittäin tehokkaasti. Siksi planeetan tarkempi tutkiminen sai odottaa aina avaruusaikaan asti (Kuva 1.). Vasta luotainten ohilennot ja kourallinen onnistuneita laskeutumisia planeetan kaasukehään ja pinnalle paljastivat, että hiilidioksidikaasukehä on alaosistaan erittäin kuuma ja pilvet kostuvat rikkihappopisaroista. Ajatukset elämästä Venuksen pinnalla sulivat yhtä nopeasti kuin lumiukko sulaisi sen pintaolosuhteissa.

---

Kertomus ei kuitenkaan pääty siihen. Venuksesta on tehty vuosikymmenten saatossa merkittäviä havaintoja, joiden tuloksia ei edelleenkään ymmärretä aivan täysin. Planeetan kaasukehässä on jotakin ultraviolettivaloa suodattavaa ainesta, jonka luonteesta ei ole toistaiseksi varmaa tietoa. Tiedämme kuitenkin, että aineksen määrä vaihtelee kaasukehän pilvikerroksen eri osissa riippuen virtauksista ja turbulenssista ja säteilyn suodatus muistuttaa maanpäällisten mikrobien ominaisuuksia. Sen selitykseksi on tarjottu mikrobien olemassaoloa planeetan pilvikerroksien sisällä, mikä kuulostaa aivan yhtä uskomattomalta kuin mahdottomaltakin. Mutta selitystä ei ole onnistuttu poissulkemaankaan, ja energeettisesti ja biokemiallisesti toimimaan kykeneviä venuslaisen elämän kiertokulkuja on ehdotettu. Tuoreimpien tulosten mukaan jotkin kompleksiset raudan ja rikin yhdisteet voisivat selittää ainakin osan ultraviolettivaloa suodattavasta vaikutuksesta, mutta yhdisteitä ei ole päästy havaitsemaan paikanpäältä. Muutaman vuoden takainen tulos, jonka mukaan Venuksen pilvissä esiintyisi biomarkkerina pidettyä fosfiinia on sen sijaan ammuttu alas tiedeyhteisön koetettua varmentaa havaintoa onnistumatta siinä.

Elämänkierto Venuksen pilvikerroksessa olisi pääpiirteiltään varsin yksinkertainen. Solut leijailisivat pilvikerroksen alapuolella kuin pölyhiukkaset, joita myös nousee kaasukehään planeetan pinnalta virtausten ja pyörteilyn seurauksena tarjoten elämän vaatimat mineraalit. Solujen ajautuessa riittävän korkealle ne voisivat toimia ytiminä, joiden ympärille pisarat alkavat muodostua. Rikkihappokaasu ja pienet määrät vettä kertyisivät pölyhiukkasten ja mikrobien ympärille muodostaen pisaroita ja tuottaen planeetan jatkuvan pilviverhon. Se vapauttaisi mikrobit pieneen pisaramaiseen elinympäristöönsä ja ne voisivat aloittaa aineenvaihduntansa toiminnot aktiivisina soluina. Ympäristö olisi tietenkin suunnattoman hapan ja kuiva, mutta rikkihappopisaroiden seassa on pieniä määriä vettä solujen käyttöön. Ne voisivat jakautua ja tuottaa energiaa käyttäen saamaansa ultraviolettisäteilyä valokemiallisten reaktioidensa ajurina. Se voisi selittää planeetan kaasukehästä tehdyt havainnot.

Soluilla voisi olla myös aineenvaihduntatuotteensa, ja niiden biokemia saattaisi vapauttaa vetysulfidia ja rikkidioksidia. Venuksen kaasukehästä on havaittu molempia, mikä on hämmästyttänyt tutkijoita, koska niiden olemassaolo samanaikaisesti vaati taustalleen tuntemattoman aineksia tuottavan kemiallisen reaktioketjun. Elävien solujen biokemia voisi tarjota sellaisen mahdollisuuden mutta ainakin rikkidioksidia voi päätyä kaasukehään jo tulivuoritoiminnan myötä. Tuoreimmat tutkimustulokset kertovat Venuksen olevan vulkaanisesti aktiivinen, ainakin jonkin verran. Samalla selityksensä saa kaasukehän hienoinen määrä vesihöyryä. Se on todennäköisesti peräisin planeetan pintakerrosten alapuolelta ja vapautuu kaasukehään tulivuoritoiminnan kautta.

Mutta pisarat eivät pysy taivaalla ikuisesti, vaan viikkojen tai kuukausien aikana ne kasvavat niin suuriksi, että alkavat vajota kaasukehässä alemmaksi. Lopulta ne päätyvät kuumempiin lämpötiloihin, joissa rikkihappo ja vesi haihtuvat ja mikrobit sekä pölyhiukkaset päätyvät kaasukehän oikukkaiden tuulten armoille. Mikrobit voisivat selvitä siirtyen lepotilaan, jossa ne saattaisivat viettää pitkiäkin aikoja odotellen mahdollisuutta päästä aloittamaan elämänkiertonsa uudelleen. Kaikki eivät sellaista tietenkään saisi, vaan suuria määriä soluja poistuisi jatkuvasti vieläkin alemmaksi kaasukehän sisällä, päätyen liian kuumiin olosuhteisiin ja tuhoutuen saamatta uutta mahdollisuutta. Kyse on kuitenkin vain toisensa tasapainottavista numeroista ekosysteemin yhtälössä. Jos solut voisivat lisääntyä nopeammin kaasukehän yläosissa kuin ne poistuisivat alempana, biosfääri voisi olla vakaa.

Vaikka kyse on spekulaatiosta, mikrobien elinkierron tarkastelu kokonaisuutena ei sittenkään kuulosta niin kovin mahdottomalta. Emme tietenkään tunne omalta planeetaltamme yhtä suurta happamuutta kestäviä organismeja, koska planeetallamme rikkihappo esiintyy korkeintaan muutaman prosentin vesiliuoksina. Se on kaukaista verrattuna Venuksen kaasukehän tilanteeseen, jossa rikkihappo on pisaroiden pääkomponentti ja vettä on niiden joukossa vain pieni murto-osa. Ei kuitenkaan ole periaatteellisia syitä, että elämä ei voisi sopeutua sellaisiinkin olosuhteisiin. Elämän syntyyn Venuksen olosuhteet eivät kuitenkaan sovellu, eikä vaikuta mahdolliselta, että planeetan kaasukehään päätyvä oman planeettamme elämä voisi selvitä äärimmäisen haastavissa olosuhteissa, joihin se ei ole sopeutunut. Elämää on kuitenkin voinut muodostua Venuksen pinnalla, miljardeja vuosia sitten.

Elämälle soveltuva historia

Venuksen menneiden olosuhteiden selvittäminen ei onnistu yhtä suoraviivaisesti kuin Maapallon tapauksessa. Maassa voimme mennä etsimään geologisia kerrostumia, ja niiden ominaisuudet kertovat meille kerrostumien muodostumisajankohdan olosuhteista. Se maankuoren kiviaines, jonka päällä kävelemme, paljastaa pirstaloituneeseen tyyliinsä kertomuksen planeettamme historiasta, elämän synnystä ja kehityksestä, sekä fysikaalisten olosuhteiden muutoksista. Saamme selville ilmakehän muinaiset koostumukset ja suurten meteorien mukanaan tuomat tuhon hetket. Näemme miten vesi on ollut vahvassa roolissa kautta koko geologisen historian ja miten elämä on vallannut meret ja mantereet ja jättänyt merkkinsä aivan varhaisimpiin kerrostumiin asti. Venuksen pinnalle emme puolestaan voi mennä hakkuinemme ja lapioinemme kaivamaan esiin muinaisia kerrostumia. Se rajoittaa mahdollisuuksia tutkia Venuksen historiaa ja sitä, oliko planeetta elinkelpoinen kuin Maa nuoruudessaan.

Venuksen pinnalla on voinut virrata vesi pitkiä aikoja mutta planeetta on luultavasti ollut nykyisenkaltaisena pätsinä noin 70% historiastaan. Varhaisessa historiassaan Venuksen pinnalla on puolestaan luultavasti virrannut ainakin jonkin verran vettä. Se on ollut mahdollista Auringon säteilyä heijastavien, vakaiden pilvimuodostelmien vuoksi. Vesi on kuitenkin hävinnyt ultraviolettisäteilyn tuhotessa kaasukehän vesimolekyylejä vedyksi ja hapeksi, jolloin happi on jäänyt muodostamaan kaasukehään raskaampia molekyylejä kuten hiilidioksidia sekä hapettanut tulivuorten pinnalle syöksemää laavaa ja vety on vain karannut avaruuteen. Varhaisen Venuksen pinnalla veden säilymistä edesauttoi Auringon heikompi säteilyteho nuoruudessaan. Noin kolmanneksen himmeämpänä, Auringon säteily ei kuumentanut Venusta liiaksi, vaan planeetta oli alkujaan elinkelpoisen vyöhykkeen planeetta. Sen tuliperäisyys, vetinen pinta, ja sopiva lämpötila ovat voineet mahdollistaa elämän synnyt aivan kuten Maapallollakin. Elämä on myös voinut syntyä Venuksen pinnalla samoihin aikoihin kuin Maassa. Planeettatutkijoiden arvioiden mukaan, Venus menetti pinnan vetensä noin kolme miljardia vuotta sitten. Tuolloin Maa kuitenkin jo oli elämän kyllästämä maailma, jolla esiintyi eläviä organismeja kaikissa vetisissä elinympäristöissä. Samoin on voinut hyvinkin olla Venuksenkin laita.

Elämän tartunta Venukseen vaikuttaa kaikin puolin mahdolliselta. Kyseen ei kuitenkaan tarvitse olla rippumattomasta elämän synnystä, vaan Maan eläviä organismeja on saattanut kulkeutua Venuksen pinnalle muinaisten meteoritörmäysten sinkauttamana. Siellä ne olisivat kohdanneet monella tapaa maankaltaisen elinympäristön ja olisivat hyvinkin saattaneet monimuotoistua ja valloittaa planeetan pintakerrokset, meret ja kuorikerroksen kallioperää aina niin syvälle kuin elinkelpoisia ympäristöjä vain oli löydettävissä. Mikrobit ovat toimineet samoin Maassa, jossa tilavuudeltaan suurin elinympäristö ei edes ole globaali valtameri, vaan planeettamme kivinen kuorikerros. Elämä mukautuu ja sopeutuu, ja löytää tavat elää sielläkin, missä olosuhteet tuottavat suuria haasteita. Venuksen kasvihuoneilmiön voimistuminen on puolestaan ollut suunnaton haaste, koska se on tehnyt planeetan pinnasta täysin sopimattoman elämälle. Siitä on takuulla aiheutunut Venuksen elämälle valtaisa katastrofi ja kehityshistorian pullonkaula, mutta ehkäpä elämä ei tuhoutunutkaan täysin.

Maan mikrobit ainakin pärjäävät mainiosti ilmakehän korkeuksissa, jossa ne ovat ilmavirtauksien armoilla. Ne kulkeutuvat lopulta pintaan joidenkin päivien kuluessa, eikä mikrobeilla ole mahdollisuuksia muodostaa leijailevia ekosysteemejä planeettamme oloshteissa. Venuksen muinaisten vakaiden pilvimuodostelmien puitteissa tilanne on saattanut olla toinen. Planeetan kuumeneva pinta on hiljalleen muuttunut epäedulliseksi kasvavalle määrälle organismeja, ja vain kuivuutta parhaiten sietävät mikrobit ovat voineet selvitä. Silloin luonnonvalinta on voinut suosia sopeumia elämään kaasukehässä. Lisääntyminen planeetan kaasukehän pitkäikäisissä pilvissä tulee mahdolliseksi, kun pilvet pysyttelevät planeetan peittona pitkiä aikoja. Tarvitaan vain mekanismi mikrobien vapautumiseen pilvien pisaroista ja kulkeutumiseen uusiin pisaroihin, joissa niiden ei tarvitse kilpailla omien lähisukulaistensa kanssa. Se voisi onnistua mikrobien tuottaessa lepotilaan vaipuessaan vettä hylkiviä kuoria, jotka saisivat niiden tiet erkanemaan pisaroiden pudottua riittävän alas kuumuuteen ja niiden veden höyrystyttyä taas kaasuksi.

Toisistaan erkaneminen pisaroiden hajotessa on taivaallisen elinkierron ehdoton edellytys, koska muutoin mikrobit eivät voisi levittäytyä. Jos se kuitenkin onnistuisi, voisivat kuivuneen pisaran jälkeensä jättämät mikrobit jäädä tuulten armoille, kunnes ajautuisivat niin ylös, että pisaroiden muodostus voisi taas alkaa. Siinä mikrobien luonnonvalinta voisi taas toimia, ja parhaiten vesipisaroiden tiivistymisytiminä toimivat mikrobit voisivat saada ympärilleen nopeimmin vetisen elinympäristönsä. Sen turvin ne voisivat käynnistää aineenvaihduntansa ja ehkäpä yhteyttämisreaktionsa, ja ryhtyä jakautumaan tuottaakseen seuraavan mikrobisukupolven. Luonnonvalinnan kannalta jokaisen elinkierron askeleen tehostaminen on kuitenkin merkittävää, ja pinnan edelleen kuumettua siitä on tullut aina vain kriittisempää mikrobien selviämisen kannalta. Jos prosessi on jatkunut aina nykypäivään asti, Venuksen mikrobit ovat voineet sopeutua rikkihapolla kyllästettyihin pisaroihin, niiden valtaisaan kuivuuteen, ja mineraalien ja hivenaineiden jatkuvaan puutokseen.

Vaikka ajatus Venuksen pilvikerroksen elämästä on sittenkin edelleen epätodennäköinen ja tuntuu monen tutkijankin mielestä täysin uskomattomalta (allekirjoittanut mukaan lukien), sille ei ole osoitettu olevan absoluuttisia esteitä. Mikrobeita mahtuisi Venuksen pilviin arviolta noin sadasmiljoonasosa Maan kaikkien elinympäristöjen yhteenlaskettujen mikrobien määrästä. Silloinkin niitä olisi noin kymmenen biljoonaa miljardia, eli lukema, jossa numeron yksi perään laitetaan 22 nollaa. Se tarkoittaisi ehkäpä noin viidentuhannen tonnin edestä biomassaa Venuksen kaasukehän pilvikerroksessa.

Venuksen kaasukehään mahtuva määrä biomassaa on hyvin pieni, ja katoaa Venuksen kaasukehän pyörteisiin hetkessä kuin se kuuluisa suolistokaasujen päästö Saharaan. Havantokapasiteettimme ei mahdollista sen havaitsemista muutoin kuin menemällä paikan päälle ottamaan näytteitä biokemiallista analyysia varten. Se puolestaan vaikuttaa vain kaukaiselta mahdollisuudelta Yhdysvaltojen autoritaarisen hallinnon leikatessa rankalla kädellä johtavan avaruustutkimusmaan tieteellistä kapasiteettia. Paluu tutkimaan Venusta luotaimilla olisi kuitenkin tieteellisesti perusteltua, jotta saisimme selville planeetan kaasukehän ominaisuuksia ja siten tietoa sen kehityshistoriasta. Tutkimus auttaisi ymmärtämään lukuisten kuumien eksoplaneettojen ominaisuuksia ja elinkelpoisuutta. Vaikka Venus olisikin eloton, lukuisat senkaltaiset eksoplaneetat voivatkin ehkä olla elollisia maailmoja. Ja avain niiden ymmärtämiseen on aivan lähinaapurissamme.

---

Mahdollisuus elinkelpoisille kuille

23.6.2025 klo 12.15, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Synty ja kehitys

Planeettojen elinkelpoisuus on varsinainen enigma. On erittäin hankalaa arvioida eksoplaneettojen elinkelpoisuutta siitä yksinkertaisesta syystä, että planeetta voi olla elävä, tai ainakin elinkelpoinen, monella tapaa. Voimme ajatella elinkelpoisuutta maankaltaisuutena ja etsiä universumista mahdollisimman samankaltaisia paikkoja. Tai sitten voimme seurata elämän eliksiiriä, nestemäistä vettä, joka on kaiken tuntemamme biokemian liuottimena mahdollistamassa elävien organismien esiintymistä. Sitä löytyy suuria määriä myös oman planeettamme ulkopuolelta. Voimme laajentaa etsintöjämme huomioimalla kaikki mahdolliset fysikaaliset olosuhteet, joissa elävät organismit voivat edes periaatteessa elää. Saamme silloin lopputulokseksi valtavan määrän mahdollisia elinympäristöjä, joista elämää saattaisi olla kannattavaa etsiä. Niitä elinympäristöjä vaikuttaa olevan monenlaisten tuntemiemme eksoplaneettojenkin olosuhteissa. Ja sitten törmäämme siihen suunnattoman turhauttavaan hankaluuteen, ettemme kykene määrittämään havaitsemiemme eksoplaneettojen ominaisuuksia riittävällä tavalla voidaksemme päätellä ovatko ne elinkelpoisia vai eivät.

Jos saisimme tarkkoja tietoja jonkin planeetan ominaisuuksista, kaasukehästä ja geologiasta, voimme koettaa päätellä voisivatko jotkin Maan elävät organismit kukoistaa sen olosuhteissa. Esimerkkejä löytyy runsaasti jo omasta aurinkokunnastamme. Tiedämme Marsin olevan kuorikerroksensa pintaa lukuunottamatta soveltuva monenlaisille vastaavissa olosuhteissa Maassa eläville mikrobeille. Planeetan pinta kylpee voimakkaassa, orgaaniset molekyylit tuhoavassa ultraviolettisäteilyssä, mutta heti pinnan alla mikrobit voisivat olla hyvässä suojassa. Silloin ne tarvitsisivat elääkseen vain nestemäistä vettä, jota on kokonainen valtamerellinen Marsin pinnan alla, sekä energianlähteen, joksi kelpaa vaikkapa planeetan kuorikerroksen radioaktiivinen hajoaminen. Silti emme osaa päätellä varmuudella Marsin olevan elinkelpoinen, emmekä osaa tehdä havaintoja sen biosfääristä, jos sellainen planeetalla piilee. Sama pätee jopa Venuksen kaasukehän yläosiin. On ehdotettu, että Venuksen olosuhteissa saattaa kaikesta huolimatta esiintyä elämälle soveltuvat olosuhteet. Ehtotukselle ei ole suoraa todistusaineistoa, mutta emme osaa myöskään tehdä havaintoja, jotka osoittaisivat sen vääräksi.

Aurinkokunnassa on lisääkin mahdollisesti elinkelpoisia paikkoja. Sellaisia ovat vaikkapa kaasujättiläisten Jupiterin ja Saturnuksen kuut, Europa, Ganymedes ja pieni Enceladus, joiden jäisten kuorien alla lainehtivat nestemäiset meret. Niissä merissä on geotermistä energiaa, orgaanisia molekyylejä, ja runsain mitoin tilaa elämän esiintymiselle. Siksi astrobiologit ajattelevat yleisesti, että elämää voisi esiintyä niiden piilotetuissa valtamerissä. Samoin voisi olla muissakin planeettakunnissa, vaikka emme osaakaan vielä edes havaita eksoplaneettojen kuita. Kuiden synnystä jättiläisplaneettojen kiertoradoilla on kuitenkin saatu verrattaen selvää todistusaineistoa. Niitä on Aurinkokunnassa jokaisen kaasuplaneetan kiertolaisina, ja niiden synty vaikuttaa tapahtuvan osana luonnollista planeettojen syntyprosessia muuallakin. Mutta voisivatko ne olla elinkelpoisia kuten Maa?

---

Tunnemme tuhansia eksoplaneettoja kiertämässä lähitähtiä. Vaikka potentiaalisesti olosuhteiltaan maankaltaisia planeettoja tunnetaan vain pieni kourallinen, nekin ovat liki poikkeuksetta punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla, jolloin vuorovesilukkiutuminen ja tähtien purkaukset heikentävät niiden elinkelpoisuutta. Mutta kirkkaampien auringonkaltaisten tähtien kiertolaisina tunnetaan suuri määrä elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja, jotka eivät ole pieniä kiviplaneettoja, vaan luonteeltaan jättiläismäisiä kaasuplaneettoja. Niiden kuut voisivat hyvinkin olla elämälle soveltuvia paikkoja, jos vain ne ovat riittävän suuria. Sellaisten suurien kuiden synty voi olla mahdollista, mutta mahdollisuus ei alkuunkaan tarkoita, että niitä myös syntyisi. Aivan kuten planeettojenkin syntyä, kuiden syntyä voidaan tutkia tietokonesimulaatioiden avulla. Jos selvitämme tietokonesimulaatioiden avulla minkälaisiin tähtijärjestelmiin ja minkälaisten planeettojen kiertoradoille elämälle soveltuvia kuita voi syntyä, voimme etsiä sopivia jättiläisplaneettoja elinkelpoisten kuiden etsintöjen kohteiksi.

Periaatteessa sopivia planeettoja tunnetaan useita. Tunnettujen jättiläisplaneettojen joukossa on runsaasti sellaisia, joiden etäisyys tähdestään on juuri sopiva (Kuva 1.). Kun katsotaan eksoplaneettoja, jotka ovat massaltaan vähintään Jupiteri verran, voidaan havaita, että niistä yli viisikymmentä (Kuva 1.; vaaleanvihreät ympyrät) on sopivalla etäisyydellä tähdestään. Toiset viisikymmentä (tummanvihreät ympyrät) on kauempana mutta sittenkin optimistisen elinkelpoisen vyöhykkeen puitteissa. Siten noin neljännes jättiläisplaneetoista on periaatteessa sopivia pitämään elinkelpoisia kuita ympärillään. Elinkelpoisuutta arvioitaessa pelkkä etäisyys tähdestä ei kuitenkaan riitä, koska planeetta vapauttaa sekin energiaa ja lämmittää kuuta omalla monipuolisella tavallaan. Planeetan lämmittävä vaikutus mahdollistaa kuiden elinkelpoisuuden myös kauempana tähdestä.

Jättiläisplaneettojen ympärille muotoutuu niiden ikiomat elinkelpoiset vyöhykket aivan kuten tähtienkin ympärille (Kuva 2.). Tähden suhteen elinkelpoista aluetta kontrolloi vain tähden säteily, mutta jättiläisplaneetta tuo kuvaan mukaan muitakin lämmön lähteitä. Planeetatkin säteilevät. Ne vapauttavat lämpösäteilyä, joka vastaa sitä lämpötilaa, johon ne kuumenevat tähdestä saapuvan säteilyn ansiosta. Mutta osa tähden säteilystä myös heijastuu planeetasta, ja antaa lisänsä sitä kiertävän kuun lämpöbudjettiin. Kaiken sen päälle, kuita lämmittävät myös planeetan vuorovesivoimat. Ne muovaavat kuiden kiviainesta kuin muovailuvahaa, ja tuottavat merkittävän lämmönlähteen niille kuille, jotka ovat kaikkein lähimpänä. Vuorovesivoimat voivatkin pitää planeettaa kiertävän kuun veden virtaamassa nesteenä ja sen pinnan elinkepoisena jopa kaukana tähden elinkelpoisen vyöhykkeen konservatiivisen osan ulkopuolella (Kuva 1.).

Jättiläisplaneettaa kiertävän kuun sijainti elinkelpoisella vyöhykkeellä on kokonaisuutena monen tekijän summa, ja siihen vaikuttavat oleellisesti jopa kuun kumppanit. Jos planeetalla on useita kuita tiiviissä järjestelmässä, kuten Jupiterilla, niiden keskinäiset vetovoimavuorovaikutukset tekevät kuiden kiertoradoista aavistuksen soikeita. Se puolestaan saa kuut liikkumaan vuoroin aavistuksen planeetta lähemmäksi ja vuoroin kauemmaksi, mikä tuottaa merkittäviä kuun pintaa muokkaavia vuorovesivoimia. Sellaiset kuut lämpenevät enemmän ja pystyvät ylläpitämään nestemäisen veden varantoja, vaikka niiden kiertämä planeetta olisi hyvinkin kaukana järjestelmän keskustähdestä ja tähden lämmittävä vaikutus olisi siksi pientä. Vastaavasti, yksinäinen suurikokoinen kuu on elinkelpoisella vyöhykkeellä paljolti tähden säteilyn ansiosta, ja sen on sillloin kierrettävä planettaa, joka on perinteisellä tähden elinkelpoisella alueella.

Planeetan kiertoradalle muodostuvan kuun koko on monella tapaa kriittistä elinkelpoisuuden suhteen. Siihen vaikuttaa moni tekijä, kuten planeettaa ympäröivän kertymäkiekon tiheys kuiden muodostuessa. Suurempi tiheys ja siten suurempi kuiden muodostumiseen käytettävissä oleva materian määrä tuottaakin pienemmän määrän suurimassaisempia kuita. Simulaatiot kuitenkin paljastavat myös planeetan etäisyyden tähdestä olevan oleellinen tekijä. Kauempana tähdestä kuita muodostuu enemmän ja ne ovat keskimäärin pienempiä. Kauempana tähdestä pienet kuiden alkiot voivat pysyä vakailla radoilla kauempana planeetasta, jolloin niiden kasvu hidastuu. Samalla kuiden kasvu suuremmiksi tulee epätodennäköisemmäksi.

Kuiden elinkelpoisuudelle oleellinen alue on tähden elinkelpoinen vyöhyke. Sen ulkopuolella elinkelpoisuus on käytännössä mahdollista vain vuorovesivoimien lämmittävän vaikutuksen ansiosta, aivan planeetan lähellä. Siksi elinkelpoisten kuiden määrä vähenee dramaattisesti siirryttäessä tähden elinkelpoisen alueen ulkopuolelle. Koska tähden säteilyn mahdollistaman elinkelpoisuuden puitteissa on enemmän vaihtoehtoja, pääosa kaikista elinkelpoisista kuista syntyy simulaatioissa tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä kiertävien planeettojen ympärille.

Vähintäänkin Marsin kokoluokan ja jopa Maapallon kokoisten kuiden synty on mahdollista massiivisimpien jättiläisplaneettojen radoilla. Sillä tarkoitetaan superjupitereita, useita kertoja Jupiteria massiivisempia kaasujättiläisiä. Sopivia planeettoja elinkelpoisten kuiden olemassaololle kuitenkin tunnetaan jo useita. Jos simulaatiot onnistuvat ennustamaan kuiden syntyä luotettavalla tavalla, jopa kolmannes syntyvistä kuista kiertämässä tähden elinkelpoisen vyöhykkeen jättiläisplaneettoja voi olla suotuisia elämälle tähden säteilyn lämmittävän vaikutuksen ansiosta. Kauempana tähteään kiertävien jättiläisplaneettojen tapauksessa mahdollisuuksia elinkelpoisiin kuihin on myös, mutta vain prosentti smulaatioissa syntyvistä kuista päätyy sopivalle etäisyydelle, jotta ne voivat olla elämälle suotuisia sijaitessaan planeettaa ympäröivällä elinkelpoisella vyöhykkeellä. Elinkelpoisten kuiden etsinnänkin tulisi siksi keskittyä pääasiassa järjestelmiin, joissa on elinkelpoisen vyöhykkeen jättiläisplaneetta.

Etsiessämme elinkelpoisia kolkkia läheisistä tähtijärjestelmistä, on hyvä pitää mielessä suurten, elinkelpoisten kuiden mahdollisuus. Niiden etsintä on ainakin kertaluokkaa hankalampaa kuin elinkelpoisten planeettojen havaitseminen, mutta havaintomahdollisuuksien ja instrumenttien parantuessa, eksokuutkin saapuvat hiljalleen ulottuvillemme arkipäiväisiksi havaintokohteiksi. Aivan aluksi niitä on vain löydettävä. Vaikka ainuttakaan luotettavaa eksokuun havaintoa ei ole vielä tehty, ei myöskään ole mitään syitä olettaa, ettei niitä olisi merkittävissä määrin. Päin vastoin. Kaikki tietomme viittaavat siihen, että eksokuut ovat yleisiä, valtavan moninaisia ja monipuolisia, ja suurella todennäköisyydellä myös elinkelpoisia kiertäessään jättiläisplaneettoja, joiden rataetäisyys tuottaa sopivasti tähden säteilyä niiden pinnoille.

---

Renkaista planeetoiksi

3.6.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus , Synty ja kehitys

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.

---

Kuolleena kuopattu

20.5.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Koostumus

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.

---

Planeetta K2-18 b ja elämän merkkien etsintä

5.5.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen , Koostumus

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:

1. 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.
2. 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.
3. 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.
4. 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.
5. 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.
6. 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.
7. 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.

---

Havainto elämän merkeistä eksoplaneetalla?

17.4.2025 klo 21.04, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

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.

---

Onko Proxima b elävä planeetta?

16.4.2025 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen , Koostumus

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.