Elämää syntyy herkästi
On ehkäpä tarpeetonta mainita mikä elämän synnyn tosiasiallinen todennäköisyys on sillä ehdolla, että istumme planeetta Maan pinnalla pohtimassa asiaa. Kiinnostavampaa on koettaa selvittää kuinka helposti elämä syntyy yleisellä tasolla, kautta universumin. Siihen oma omituinen esimerkkimme ei vastaa tyhjentävästi, mutta elämän historian tarkastelu auttaa kyllä saamaan yleisen tasonkin tietoa. Oleellista on, kuinka pitkä historia Maan elämällä on takanaan.
Elämän syntyhetkeä on koetettu määrittää tuotamalla sille rajoittavia reunaehtoja perustuen eri tieteenalojen tutkimukseen. Esimerkiksi fysiikka ja astrofysiikka, jotka koskevat tähtien ja niitä kiertävien planeettojen syntyä, auttavat kertomaan, että planeettamme ei ole ollut olemassa yhtään sen kauempaa kuin Aurinkokaan, vaan sai alkunsa Aurinkoa kiertävästä materiakiekosta. Auringon ikä, noin 4.6 miljardia vuotta, antaa siten absoluuttisen ylärajan planeettamme ja samalla elämän iälle. Radiometriset ajoitusmenetelmät kertovat aurinkokuntamme vanhimman materian olevan 4.57 miljardia vuotta vanhaa — niihin aikoihin Maa oli luultavasti jo olemassa ainakin protoplaneettana. Kaikkiaan arviot antavat varman ylärajan elämän iälle planeetallamme mutta alarajojakin on mahdollista mitata.
Paleontologien löytämät vanhimmat fossiilit kertovat elämän jättäneen jälkensä Maan kallioperään jo ainakin 3.7 miljardia vuotta sitten. Joidenkin arvioiden mukaan elämästä peräisin olevia jälkiä löytyisi jo 4.1 miljardin vuoden takaa. Arviot tarjoavat konkreettisen alarajan sille, kuinka vanhaa Maan elämä vähintäänkin on. Biologian avulla päästään kuitenkin vieläkin kauemmaksi. Tutkimalla Maan eri eliöiden genetiikkaa, voidaan selvittää minkälainen planeettamme elonkirjon viimeinen universaali esivanhempi oli, ja ennen kaikkea, milloin se eli. Määritys voidaan tehdä matemaattisesti selvittämällä mitkä yhteiset geneettiset tekijät ovat jättäneet jälkensä kaikkeen elämään, ja kuinka kaukana menneisyydessä viimeinen yhteinen esivanhempi oli. Tuore tutkimus asettaa ajanjakson suunnilleen kohtaan 4.2 miljardia vuotta sitten, mikä sopii mainiosti yhteen muiden olemassaolevien iänmääritysten kanssa. Oleellista on myös, että lukema on yhteensopiva sen ajatuksen kanssa, että universaali esivanhempamme on elänyt juuri omalla planeetallamme. Sekään ei ole automaattisesti selvää, koska mikrobien kestävät elintavat salllivat periaatteessa jopa planeettojenvälisen matkustamisen.
Voimme olemassaolevan tiedon perusteella muodostaa aikajanan planeettamme elämän synnystä. Aurinko syntyi 4.6 miljardia vuotta sitten, noin 4.5 miljardia vuotta sitten Maa oli olemassa ja noin 4.4 miljardia vuotta sitten planeetallamme oli elämän edellytyksinä kaasukehä ja vettä. Jo 4.2 miljardia vuotta sitten planeettamme olosuhteissa esiintyi elämää, bakteereja, jotka kopioivat itseään arviolta 2.5 miljoonan DNA:n emäsparin voimin, ja kykenivät tuottamaan noin 2600 proteiinia. Kyse ei siis ole lähellekään ensimmäisistä elämänmuodoista, vaan vain viimeisistä, joiden jälkeläisiä koko planeettamme elonkirjo on. Se vastaa eläviä organismeja ennen ensimmäisiä lajiutumisia, jotka jättivät jälkeensä eri eliöryhmiä nykyisen biologisen moninaisuuden osaksi.
Ennen viimeisiä universaaleja esivanhempia on ollut useita lajeja ja lajiutumista, mutta niistä ei ole enää mitään geneettisiä merkkejä jäljellä, koska kaikki vanhemmat sukupuun haarautumat ovat kuolleet historian saatossa sukupuuttoon. Universaalien esivanhempien arvioidut elintavat kuitenkin kertovat, etteivät ne luultavasti olleet yksin, vaan osana mikrobiomia, jossa oli useampia eri elintapoihin erikoistuneita bakteerilajeja. Ja tuota pikaa, noin 4.1 miljardia vuotta sitten elämää oli jo niin runsaasti, että se jätti itsestään merkkejä aikakauden geologisiin kerrostumiin. Aikajana kertoo siksi vastaansanomattomasti siitä, että elämää syntyi hyvin nopeasti ja se monipuolistui geologisessa silmänräpäyksessä.
Aikajanalla on muitakin rajoittavia tekijöitä. Oleellisin niistä on Kuun synty. Kuun katsotaan nykyisellään syntyneen noin marsinkokoisen protoplaneetan törmättyä nuoreen Maahan noin 4.5 miljardia vuotta sitten. Kyse oli takuulla steriloivasta törmäyksestä, joka niin nollasi planeettamme geologisen kellon kuin hävitti kaikki mahdolliset elämänmuodot, jotka olivat jo ehtineet syntyä. Sekin määrittää osaltaan niitä reunaehtoja, joiden puitteissa viimeisen universaalin esivanhemman on täytynyt syntyä. Lopultakin, on vain noin 200 miljoonan vuoden aikaikkuna, jonka kuluessa elämä syntyi ja monimuotoistui, sekä vakiinnutti itsensä planeetallamme tuottaen universaalin esivanhempamme. Parisataa miljoonaa vuotta on ihmislajin olemassaoloon verrattuna valtavan pitkä ajanjakso, mutta vain lyhyt hetki planeettamme historiassa.
Havainto elämän synnyn nopeudesta
Se itsestään selvä tosiasia, että elämää on syntynyt, ei tosiaan kerro meille yhtään mitään elämän syntytodennäköisyyksistä. Yksittäistapaus ei anna tietoa onko elämän synty ollut äärimmäisen harvinainen lukemattomien sattumusten summa, vai kaikkialla, kaikissa sopivissa ympäristöissä yhtenään tapahtuva kehtyskulku. Elämän syntyhistoria planeetallamme kertoo kuitenkin paljonkin siitä, kuinka herkästi elämää syntyy, kun huomioi siihen kuluneen ajan. Jopa yksittäinen havainto elämän synnyn aikajanasta sisältää informaatiota.
Suurena ongelmana ovat oman vääristyneen näkökulmamme aiheuttamat harhat. Jos elämän synty on nopeaa mutta älykkään, teknologiseen kehitykseen kykenevän elämän, kuten oman lajimme, synty on tuskastuttavan hidasta, olemme väistämättä tilanteessa, jossa Maan elämän on ollut pakko syntyä varhain, jotta voisimme itse olla teknisenä sivilisaationa olemassa. Teknisen sivilisaation synnyn suhteen ei kuitenkaan ole oleellista syntyikö elämää 4.1 vai 4.2 miljardia vuotta sitten. Molemmat ovat suunnilleen yhtä pitkiä aikavälejä, jotta älykkään ja yhteistyökykyisen, työkaluja ja teknologiaa käyttävän ja todennäköisyyslaskentaa soveltavan lajin synty onnistuu, vaikka se olisi hyvin hidas prosessi. Itse elämän synnyn suhteen erolla taas on valtava merkitys.
Vaikka elämä saattaakin tosiasiassa olla hidasta syntymään maailmankaikkeudessa, ja Maassa on ehkä sattunut poikkeuksellinen onnenkantamoinen synnyn tapahduttua niinkin varhain planeettamme historiassa, vajaan 200 miljoonan vuoden aikaikkuna tekee sellaisesta mahdollisuudesta epätodennäköisen. Uusi määritys viimeisen universaalin esivanhemman paikalle aikajanalla tekee elämän nopeasta ja helposta synnystä Maan olosuhteissa moninkertaisesti todennäköisemmän vaihtoehdon. Havainnon käyttäminen maailmankaikkeuden elämän esiintymisen arviointiin on niin ikään suoraviivaista.
Jos elämän synnyn vaatimukset vain toteutuvat — jos syntyy planeetta, joka muistuttaa Maata kooltaan, lämpötilaltaan ja koostumukseltaan — on todennäköistä, että elämän syntyyn vaadittava geokemiallisten reaktioketjujen muuntuminen eläväksi biokemiaksi tapahtuu hyvinkin nopeassa aikataulussa. Siksi on myös todennäköistä, että biosfäärejä on syntynyt maailmankaikkeuden historiassa runsaasti aivan kaikkialla. Koska planeetassamme ei ole oikein mitään erikoista tai erityistä, vaan samankaltaisia planeettoja on jo omassa galaksissamme miljardeja, myös elämää voidaan pitää erittäin yleisenä ja tavallisena ilmiönä maailmankaikkeudessa.
Teknisten, todennäköisyyslaskentaa soveltamaan kykenevien lajien suhteen on toisin. Niistä ei näy merkkiäkään ja näyttää todennäköiseltä, että niiden synty on hyvin hidasta, ja vaatii joka tapauksessa miljardeja vuosia. Hidasteena voivat olla monisoluisuuden kehitymisessä esiintyvät pullonkaulat, energeettisten happea vaativien aineenvaihdunnan reaktioiden käyttöönoton haasteet, tai monet muut mahdolliset ympäristön tuottamat valintapaineet, joiden puitteissa evoluutio ei vain koskaan johda teknisesti kehittyneisiin lajeihin. Teknisten sivilisaatioiden synnyn ei tietenkään tarvitse olla millään lailla vääjäämätöntä. Sillä on silti nollaa suurempi todennäköisyys ja se tapahtuu odotusarvoltaan jossakin aikaskaalassa, joka on maailmankaikkeuden ikään suhteutettuna varsin pitkä, luultavasti miljardeja vuosia. Planeettamme evoluutiohistoria vastaakin siten osaltaan kuuluisaan Fermin paradoksina tunnettuun kysymykseen: ”missä kaikki ovat?”
Jos oletetaan, että maankaltaiselle, auringonkaltaista tähteä kiertävälle planeetalle, syntyy teknisiä sivilisaatioita keskimäärin vaikkapa 10 miljardin vuoden aikaskaalassa, on selvää, että suurelle osalle planeettoja sellaista ei koskaan muodostu. Maakaan ei pysy tähtensä elinkelpoisella vyöhykkeellä kuin enää alle miljardi vuotta Auringon jatkuvasti kuumetessa ja muuttuessa kirkkaammaksi. Silloin voisimme todeta prosessin tapahtuneen Maassa poikkeuksellisen nopeasti, mikä ei ole kovinkaan tyydyttävä vastaus sen asettaessa oman planeettamme erityisasemaan. Koska luultavasti emme ole erityisasemassa, on teknisiä sivilisaatioitakin todennäköisesti syntynyt muuallakin. Silloin Fermin paradoksinkin ratkaisut ovat muualla.
Voimme mainiosti hahmotella erittäin hyviä syitä sille, ettemme ole havainneet merkkejä toisista teknisistä sivilisaatioista. Ei tarvitse kuin katsoa mitä ihmiskunta on parhaillaan teknologiansa voimien sokaisemana tekemässä oman planeettansa elinkelpoisuudelle. Sittenkin, elämä itse vaikuttaa syntyvän maailmankaikkeudessamme verrattaen herkästi, jolloin sen infektoimien planeettojen etsintä on potentiaalisesti erittäinkin hedelmällistä, kunhan vain opimme havaitsemaan elämän merkkejä. Katse kannattaa kääntää läheisten eksoplaneettojen lisäksi myös Marsiin, jonka valtameri ja ehkäpä elämä sen mukana, pakeni kauan sitten planeetan pinnan alle.
Astrobiologisesti elämme joka tapauksessa kiinnostavia aikoja. Toinen elävä planeetta saattaa löytyä jo lähitulevaisuudessa, ellei ole jo löytynyt. Sellaisen etsintä on joka tapauksessa tieteellisessä mielessä yksi kiinnostavimpia havaintoprojekteja, joita ihmiskunta on koskaan koettanut.
Yksi kommentti “Elämää syntyy herkästi”
Vastaa
Kaasukehän happi merkkinä yhteyttävästä elämästä — vai onko?
Elämä muokkaa elinympäristöään moninaisilla tavoilla aivan kuten ympäristö muokkaa elämää evoluution voimien välityksellä. Elävät organismit vaikuttavat aineenvaihduntatuotteidensa välityksellä kotiplaneettansa kaasukehän kemiaan omilla omalaatuisilla tavoillaan. Maassa planeettamme mikro-organismit oppivat kehityshistoriansa saatossa fotosynteesiksi kutsutun biokemiallisen reaktioiden sarjan, jotta saisivat tuotettua tehokkaammin energiaa epäorgaanisista yhdisteistä auringon valoa hyväkseen käyttämällä. Sen prosessin sivutuotteena planeettamme kaasukehä kuitenkin kyllästettiin vuosimiljardien kuluessa hapella. Happi puolestaan mullisti aivan kaiken. Se teki monisoluisesta elämästä energeettisesti mahdollista tarjoten uusia, tehokkaampia kemiallisia reaktiovaihtoehtoja energiantuotantoon. Samalla se kuitenkin sotki koko planeettamme kemian ja jätti hapettomiin olosuhteisiin sopeutuneet eliöt ikuisesti marginaaliin, Auringon parrasvalojen tavoittamattomiin.
Tyypillinen ennuste siitä, miten onnistumme tunnistamaan jonkin eksoplaneetan eläväksi planeetaksi omamme tapaan, pitää sisällään biomarkkereiksi kutsuttujen molekyylien havainnon planeetan kaasukehästä. Happi on tavallisesti katsottu molekyyliksi, jonka havaitseminen muutoin maankaltaisen planeetan kaasukehästä kertoisi aukottomasti elämän, ja erityisesti yhteyttävän elämän, esiintymisestä planeetan olosuhteissa. Ajatukseen on päädytty, koska vapaan hapen muodostumiselle kiviplaneetan olosuhteissa ei ole tunnettu ainoatakaan elotonta kemiallista mekanismia. Nyt se ajatus joudutaan hautaamaan, mikä tekee astrobiologisesta tutkimuksesta ja elävien planeettojen tunnistamisesta paljon haastavampaa kuin arveltiin.
Astrobiologian tutkijat, jotka pyrkivät kehittämään menetelmiä elämän merkkien löytämiseksi toisilta planeetoilta, ovat jo pitkään pohtineet mahdollisuuksia havaita elämän merkkejä eksoplaneettojen kaasukehissä. Samalla, kun tähtitieteilijät ovat rakentaneet instrumentteja, joilla maankaltaisten planeettojen kaasukehistä tehtävät havainnot ovat hiljalleen tulossa mahdollisiksi, kokonainen joukko kemistejä ja biokemistejä on pohtimassa mitkä kaasukehän molekyylit tosiasiallisesti kielisivät elämästä.
Oleellista on huomioida ensin mitä voidaan havaita, ennen sen pohtimista, mikä havainto kielisi elämästä. Tutkimalla läheisten kiviplaneettojen ylikulkuja, voimme tarkkailla kuinka paksulta planeetan kaasukehä näyttää eri aallonpituuksilla sen kulkiessa tähden editse. Koska eri molekyylit suodattavat eri aallonpituuksia omilla ominaisilla tavoillaan, voimme mitata kaasukehällisen planeetan näennäisen koon eri aallonpituuksilla selvittääksemme mistä molekyyleistä sen kaasukehä koostuu.
Menetelmä on ollut lähihistoriassa hyvin menestyksekäs. Aivan hiljattain raportoitiin ensimmäisestä onnistumisesta kivisen planeetan kaasukehän ominaisuuksien havaitsemisessa, kun 55 Cancri e planeetan kaasukehästä havaittiin hiilen, vedyn, hapen ja typen yhdisteitä. Havainto onnistui James Webb -avaruusteleskoopin suunnattoman infrapuna-alueen herkkyyden ansiosta. Webb on niin ikään valjastettu hiljattain havaitsemaan metaanin ja hiilidioksidin merkkejä planeetan K2-18 b kaasukehästä — kaasujättiläisten koostumuksen tarkkailu Webbin avulla on puolestaan jo jokseenkin rutiininomaista.
Ei aukottomia biomarkkereita
Kykenemme jo, ainakin periaatteessa, havaitsemaan merkkejä elämän tuottamista kemiallisista omituisuuksista toisten planeettojen kaasukehissä. Astrobiologit ovatkin koettanet kiivaasti pohtia millaisia ne merkit voisivat käytännössä olla. On yksi asia havaita jonkin kemiallisen yhdisteen signaali planeetan kaasukehässä mutta kokonaan toinen kysymys liittyy molekyylin olemassaolon tulkintaan merkkinä elämästä. Eikö todellakaan ole minkäänlaisia elottomia kemiallisia reaktioreittejä, jotka voisivat tuottaa molekyyliä havaittujen pitoisuuksien verran? Voivatko vastuussa olla geokemialliset prosessit, kuten tulivuoritoiminta? Voiko molekyyliä syntyä kaasukehässä tähden säteilyn avustuksella, valokemiallisissa reaktioissa? Voiko jokin tuntematon eloton kemiallinen reaktioketju tuottaa molekyyliä riittäviä määriä? On kyettävä sulkemaan pois useita erilaisia mahdollisuuksia ennen kuin minkään molekyylin voi sanoa kielivän elämästä.
Kaikkein tärkeintä on kuitenkin kokonaisuus: kaasukehän kemialliset ominaisuudet määrittävät mitä reaktioita voi tapahtua ja mitä ei, ja mitkä molekyylit voi tulkita biomarkkereina. Esimerkiksi maanpäällisen elämän aineenvaihduntansa fotosynteesireaktioissa tuottama happi hylätään kuona-aineena ilmakehään mutta se ei jää pelkäksi hapeksi, vaan reagoi edelleen. Oleellista on otsonin, kolmen happiatomin molekyylin, muodostuminen yläilmakehään, jossa se on niin havaittavana biomarkkerina kuin biosfäärin ultraviolettisäteilysuojanakin.
Planeetallamme elämä tuottaa ilmakehään hapen lisäksi myöskin ilokaasua, metaania, metyylikloridia, etaania, ammoniakkia, ja monia muita yhdisteitä, vaikkakin niitä esiintyy ilmakehässä huomattavasti happea vähäisempiä määriä. Metaani on tyypillinen hapettomissa oloissa toimivien mikrobien aineenvaihduntatuote, ja Maan mikrobit ovat tuottaneet sitä jo varhaisista ajoista lähtien. Nämä metanogeenit ovat vastuussa kuolleiden organismien hajottamisesta ja niitä löytyy kaikkialta vesistöistä maaperään ja jopa syvältä maankuoren sisältä. Metanogeenit kykenevät tuottamaan metaania lukuisissa erilaisissa kemiallisissa reaktioissa, joista jokainen kuitenkin tarvitsee katalyytikseen kallioperän mineraaleja ja liuottimekseen vettä. Reaktioiden reunaehdot saattavat kieliä niistä olosuhteista, joissa Maan elämä on saanut alkunsa. Samoissa olosuhteissa kuitenkin esiintyy myös elottomia kemiallisia reaktioketjuja, jotka tuottavat metaania. Metaani ei siis yksinään ole kovinkaan hyvä biomarkkeri. Metaani on lisäksi hyvin yleinen ja stabiili molekyyli, jota esiintyy runsaasti vaikkapa Saturnuksen kuun Titanin kaasukehässä. Sellaisissa hapettomissa (kemiallisesti pelkistävissä) olosuhteissa sen ei voidakaan katsoa olevan minkäänlainen biomarkkeri.
Mikrobit tuottavat Maassa ilokaasua osana typen kiertokulkua niiden aineenvaihdunnassa. Se katsotaan huomattavasti metaania paremmaksi biomarkkeriksi, koska sille ei ole osoitettu merkittäviä elottomia muodostumisreittejä. Ilokaasua muodostuu Maassa ilmakehään vain vähän, mutta sen etuna ovat voimakkaat spektriviivat ja siten havaittavuus pieninäkin, alle tuhannesosan pitoisuuksina. Ilokaasua kuitenkin syntyy esimerkiksi salamoinnin yhteydessä, joten voimakkaat ukkosmyrskyt planeetan kaasukehässä saattaisivat tuottaa ilokaasua riittävästi huijatakseen meidät luulemaan havainneemme elämän merkkejä. Myös aktiivisten tähtien hiukkaspurkaukset ja ultraviolettisäteily tuottavat planeetan kaasukehään osuessaan ilokaasua. Sen rooli biomarkkerina riippuu siis planeetan olosuhteiden lisäksi tähden aktiivisuudesta ja purkauksista.
Muillakin potentiaalisilla biomarkkereilla on vastaavankaltaiset ongelmansa, ja minkään yksittäisen molekyylin ei voida katsoa olevan selvä elämän merkki eksoplaneetan kaasukehässä. Ainoastaan vapaa happi on tyypillisesti nähty varmana biomarkkerina havaitessamme sitä merkittäviä määriä kivisen planeetan kaasukehästä. Maan kaasukehän happipitoisuus on vaihdellut merkittävästi vuosimiljardien kuluessa, joten elävillä planeetoilla ei välttämättä esiinnyt vapaata happea havaittavia määriä. On silti täysin selvää, että happea muodostui runsaasti vasta elävien organismien tuotettua sitä ainenvaihdunnassaan. Aivan samoin, otsonin havaitseminen kielisi elämästä, koska vapaata otsonia voi esiintyä vain siellä, missä on runsaasti vapaata happea, josta otsoni muodostuu ultraviolettivalon hajottaessa happimolekyylejä yläilmakehässä. Siksi oli valtaisa yllätys, kun tutkijat raportoivat löytäneensä merkittävän hapen lähteen merenpohjasta.
Merenpohjan noduulit happitehtaina
Meret ovat periaatteessa täynnä happea. Se on kuitenkin sitoutunut yhdeksi universumin yleisimmistä yhdisteistä muodostamalla vesimolekyylejä yhdessä vetyatomien kanssa. Vedestä voi tuottaa sopivissa olosuhteissa happea ja vetyä ja esimerkiksi teollisen vedyntuotannon elektrolyysi onnistuu sähkön avulla mainiosti mutta vaatii energiaa, koska kyse ei ole spontaanista reaktiosta. Elektrolyysissä tarvitaan tyypillisesti sähköä johtavat anodi ja katodi, jotka on asetettava erisuuruisiin sähköisiin potentiaaleihin, eli yhdistettävä esimerkiksi pariston eri napoihin. Toinen yhteys muodostetaan suolaisen veden välityksellä ja virtapiiri on valmis. Lopputuloksena positiivisesti varattu katodi vapauttaa happea ja negatiivisesti varattu anodi vetyä — vesimolekyylit saavat sähkövirrasta energiaa hajotakseen hapeksi ja vedyksi. Oleellista on veden toimiminen väliaineena ja eri sähköisten potentiaalien olemassaolo, jotta voi muodostua jännite-ero.
Anodi ja katodi voivat mainiosti muodostua sähköä hyvin johtavista metalleista. Sellaisia metalleja voisivat olla vaikkapa merenpohjan metallinoduuleiksi kutsutut esimerkiksi mangaanista, nikkelistä, koboltista ja kuparista koostuvat muodostelmat (Kuva 1.). Vaikka mekanismin yksityiskohdat eivät olekaan täysin selvillä, tutkijat havaitsivat metallinoduulien yhteydessä vapaan hapen muodostumista. Se viittaa vahvasti luonnolliseen elektrolyysiin hapen lähteenä.
Merenpohjan piti olla happipitoisuuksiltaan matala, pois lukien alueet, joissa pinnalta saapu happirikasta vettä ylläpitämään hapen suhteellisesti korkeampia pitoisuuksia. Happea aineenvaihdunnassaan käyttävien organismien piti joka tapauksessa olla harvinaista alueilla, joissa happipitoista vettä ei virtaa paikalle jatkuvalla syötöllä. Mutta luonto kieltäytyy ajoittain hyvinkin sinnikkäästi noudattamasta tutkijoiden sille asettamia odotuksia. Tutkijat törmäsivät asiaan kuin sattumalta tarkkailessaan merenpohjan eliöiden hapenkulutusta pohjaan asennettujen kammioiden avulla. Heidän suureksi yllätyksekseen, joissakin kammioissa happipitoisuus ei laskenutkaan, koska pohjan mineraalit tuottivat happea tuntemattomilla mekanismeilla. Kyse oli alueen metallinoduuleista, jotka tuottivat vapaata happea ylläpitämään merenpohjan hapesta riippuvaisia ekosysteemejä. Eikä hapentuotanto ollut mitenkään vähäistä, vaan jopa suurempaa kuin pintavesissä, joissa yhteyttävät sinilevät tuottavat vapaata happea.
Löydöllä on kauaskantoisia seurauksia. Noduulien esiintymisalueilla, jotka ovat erittäin houkuttelevaa merenpohjaa kaivosteollisuudelle, on ilmeisesti noduulien hapentuotannosta riippuvaisia ekosysteemejä, joiden tuhoutumisen estäminen on uusi rintama taistelussa ihmiskunnan aiheuttamia luonnontuhoja vastaan. Astrobiologisesti kyseessä on kuitenkin järisyttävä uusi tulos, koska vapaan hapen olemassaolon ei pitänyt olla mahdollista maankaltaisten planettojen olosuhteissa ilman elävien oganismien aineenvaihduntaa. Jos laajojen merenpohjan alueiden elämä onkin riippuvaista elottomasta hapentuotannosta, on hapen merkitys biomarkkerina vähintäänkin kyseenalaista muillakin planeetoilla.
Vapaata happea syvällä kallioperässä
Jos merenpohjan runsas hapentuotanto tuli yllätyksenä, sellaisena voi pitää toistakin tuoretta tulosta, jonka mukaan mikrobit tuottavat runsaasti vapaata happea myös syvällä kallioperän sisällä. Maankuori, planeettamme päällimmäisen litosfääriksi kutsutun osan ylin kerros, tarkoittaa sitä valtaisaa tilavuutta, joka alkaa jalkojemme alla peruskallion pinnasta ja jatkuu useiden kilometrien syvyyteen kaikkialla planeetallamme, merepohjat mukaan lukien. Vaikka se vain harvoin mielletään elävien organismien täyttämäksi ekosysteemiksi, kyse on arviolta kaksi kertaa valtameriä suuremmasta elinkelpoisesta tilavuudesta, jota kansoittavat mikrobit eivät piittaa tuon taivaallista maanpinnan auringonvalosta tai muusta biosfääristä.
Kaikeksi yllätykseksi maankuoren mikrobit eivät kuitenkaan välitä edes planeettamme kaasukehän happirikkaista olosuhteista, vaikka käyttävätkin happea aineenvaihdunnassaan maanpinnan mikro-organismien tapaan. Kyse on paradoksista — miten hapesta riippuvaisia reaktioita on mahdollista ylläpitää maankuoren syvyyksissä, jonne happea pääsee pinnalta vain häviävän pieniä määriä? Pohjaveden organismeja tutkineet mikrobiologit saivat kuitenkin vastaansanomattomia tuloksia. Ensinnäkin, he löysivät sitä suurempia määriä mikrobeja, mitä syvemmältä he saivat pohjavesinäytteensä. Tulos vaikutti hämmentävältä, ja aluksi tutkijat arvelivat tehneensä jonkin virheen. Mutta lukuisten mittausten tuotettua samankaltaisia tuloksia, epäilylle ei jäänyt enää sijaa. Toiseksi, merkittävä osa mikrobeista oli hapellisiin olosuhteisiin tottuneita bakteereita. Sen ei pitänyt olla mahdollista, elleivät ne saaneet happea jostakin lähettyvillään olevasta lähteestä.
Lisäanalyysit paljastivat veteen liuenneen hapen, ja sen lähteen. Kyseessä oli vasta hiljattain löydetty metanogeeni, eli metaania tuottavien arkkibakteerien tyyppi, joka käyttää hyväkseen maankuoren nitraatteja, typen ja hapen yhdisteitä. Niistä bakteerit tuottavat tarvitsemansa hapen saadakseen sen oman aineenvaihduntansa käyttöön vapauttaen samalla osan ympäröivään veteen. Eikä kyse ole aivan pienistä hapen määristä. Havaittu noin puoli milligrammaa happea litrassa vettä on vähemmän kuin tyypillinen meriveden happipitoisuus (7-8 milligrammaa happea litrassa vettä), eikä se riittäisi esimerkiksi monisoluisten eliöiden aineenvaihduntaan. Mutta kyse on happea tarvitseville mikrobeille aivan riittävästä määrästä ja mahdollistaa planeettamme pintaosissa vaikkapa massiivisten mikrobikasvustojen muodostumisen.
Maasta merkittävästi poikkeavissa olosuhteissa happea voi arvioiden mukaan esiintyä elottomien prosessien tuloksena. Mutta vaikuttaa ilmeiseltä, että yhteyttävä elämä, sinibakteereista mäntyihin ja jäkälistä kieloihin, ei ole ainoa tapa tuottaa happea merkittävässä mittakaavassa edes maankaltaisilla planeetoilla. Ja vaikka hapen olemassaolo kielisi elämästä, ei se tarkoita varmuudella juuri yhteyttävää elämää, vaan hapentuotantoa voi olla olemassa ilman yhteyttämistäkin. Olemme siis yhdessä rysäyksessä menettäneet happi- ja otsonimolekyylien merkitykset luotettavina yhteyttävän elämän merkkimolekyyleinä ja päätynet tilanteeseen, jossa niiden olemassaolo maankaltaisen eksoplaneetan kaasukehässä ei välttämättä kieli sen enempää fotosynteesin kuin elämänkään olemassaolosta.
On toistaiseksi mahdotonta sanoa olisiko vapaasta hapesta merkittävissä määrin koostuva kaasukehä mahdollinen lopputulos, saavutettavissa pelkästään merenpohjan metallinoduulien elektrolyysin avulla. Se on kuitenkin mahdollisuus, joka on nyt otettava vakavasti, kun arvioimme mahdollisuuksia käyttää happimolekyyliä biomarkkerina tulevissa yrityksissämme löytää maailmankaikkeudesta merkkejä maanulkopuolisesta elämästä.
Vastaa
Tutkijat löysivät Marsin kadonneen valtameren
Olemme tienneet jo pitkään, että Marsin pinnalla on muinaisuudessa vellonut valtameri. Vaikka onkin ollut epäselvyyksiä meren todellisesta koosta ja veden määrästä, sekä siitä, minne vesi lopultakin katosi, itse meren olemassaolo on ollut suorastaan ilmeistä. Marsin pohjoinen puolisko koostuu alankoalueesta, jolta puuttuvat lähes kaikki eteläisen puoliskon ylänköaluetta täplittävät, lukuisat kraaterit. Pohjoinen on ollut Marsin nuoruudessa suojattuna meteorien iskuilta, koska sitä on peittänyt meri. Pienet meteorit eivät mereen iskiessään jätä jälkiä ja suurempienkin jäljet pyyhkiytyvät vuosimiljoonien kuluessa tehokkaasti pois veden aikaansaaman eroosion vaikutuksesta.
Mars oli ennen paljon maankaltaisempi kuin nykyään. Sillä oli magneettikenttä, joka suojasi pintaa Auringon hiukkastuulelta ja piti paineellaan ja lämpötilallaan veden virtaamassa. Magneettikenttä kuitenkin hiipui, kun pienikokoisen planeetan ydin viileni, ja Mars muuttui pinnaltaan nykyisenkaltaiseksi rutikuivaksi autiomaaksi. Koska planeetta oli paljolti maankaltainen sen ollessa nuori, on hyvinkin mahdollista, että elämä sai alkunsa planeetan pinnalla aivan kuten Maassakin. Jos niin kävi, tai jos elävät solut ovat matkanneet planeettojen välillä panspermiahypoteesin mukaisesti, Marskin on ollut historiassaan elävä planeetta.
Onko sitten mahdollista, että Mars menetti kyvyn ylläpitää elämää? Olisiko mahdollista, että se olisi hiljalleen vain steriloitunut elävien organismien kuollessa sukupuuttoon yksi toisensa jälkeen kaasukehän harvetessa, planeetan kylmetessä ja menettäessä pinnan vedet? Sellaista kehityskulkua on vaikeaa pitää mahdollisena, koska elämä, infektoidessaan planeetan, on äärimmäisen vaikeaa tuhota. Sterilointi vaatisi valtaisaa asteroidin impaktia, joka höyrystäisi planeetan kuorikerrokset ja muuttaisi koko planeetan laavamereksi nollaten sen geologisen kellon täydellisesti. Marsin tapauksessa niin ei selvästi ole käynyt, koska voimme ihastella planeetan pinnanmuotojen geologisia muodostelmia aina sen varhaisaikoihin asti.
Toinen mahdollisuus olisi äärimmäinen kasvihuoneilmiö, joka voisi tehdä planeetan pinnasta venuksenkaltaisen pätsin ja kauttaaltaan aivan liian kuuman kaikelle tuntemallemme elämälle. Marsin kohtalo on kuitenkin ollut päinvastainen, ja Venuksesta poiketen sen kaasukehä on vuosimiljardien aikana ohentunut, mikä on heikentänyt kasvinhuoneilmiötä planeetan pinnalla. Silti, Venuksenkaan täydellisestä elottomuudesta kaikki tutkijat eivät ole aivan yksimielisiä. Mars ei siis missään tapauksessa ole kokenut järisyttävää steriloitumiskehitystä, ja jos elämä joskus pääsi valtaamaan sen pinnan, se voisi varsin mainiosti piilotella planeetallla edelleen, pinnan alla, joissakin sopivissa olosuhteissa. Niin tekee suuri osa omankin planeettamme elämästä, piittaamatta vähääkään pinnan olosuhteista, ilmakehästä tai valtameristä.
Kirjoitin alkuvuodesta Marsin suhteen siitä, että elämän esiintyminen planeetan olosuhteissa vaatisi nestemäisen veden olemassaoloa syvällä planeetan pinnan alla. Vedestä on saatu runsaasti viitteitä aiemminkin, mutta uudet InSight -laskeutujan seismiset mittaukset kertovat aivan uuden viestin. Mars ei koskaan menettänyt pääosaa vedestään avaruuteen, kuten jotkut tutkijat ovat aiemmin arvelleet. Vesi on edelleen planeetan kuorikerroksessa, noin 10-20 kilometrin syvyydessä. Mars siis kuivui pinnaltaan, koska vesi painui sen pinnan alle. Merkittävää on, että vettä havaittiin syvyydessä, jossa lämpötila pitää sen nestemäisenä, virtaamassa kallioperän halkeamissa ja huokoisessa kiviaineksessa aivan kuten omankin planeettamme pohjavesi. Vettä on luultavasti niin paljon, että se riittäisi peittämään planeetan 1-2 kilometrin kerroksen alle — se on enemmän kuin arvioitu muinaisen pintaa peittäneen valtameren vesimäärä.
Aiemminkin on arveltu, että Marsin pinnan alla voisi olla suuriakin määriä nestemäistä vettä. Silti havainto muuttaa Marsin kertaheitolla yhdeksi parhaista paikoista maanulkoisen elämän etsintään, ellei se sitä astrobiologien mielissä jo ollut, ja enää asiassa ei ole kysymysmerkkejä. On vain teknologisia ongelmia sen suhteen, kuinka pääsemme tutkimaan planeetan sisuksia ja etsimään merkkejä sen biosfääristä.
Elämän esiintymiseen ei riitä pelkkä vesi. Tarvitaan myös jonkinlainen energianlähde aineenvaihdunnan ylläpitämiseksi. Sopivaksi energianlähteeksi voisi kuitenkin riittää jo pelkkä radioaktiivinen hajoaminen, mikä ei sallisi kovinkaan suurta aineenvaihdunnan tasoa, mutta riittäisi kyllä eläville soluille.
Löydön merkitys tunnettujen eksoplaneettojen suhteen on myös ilmeinen. Suuri osa karuiksi ajatelluista eksoplaneetoista, jotka ovat voineet menettäneet kaasukehänsä tähtensä hiukkastuulelle, saattavat piilotella valtavia nestemäisen veden varastoja. Voi siten olla niinkin, että olemme jo havainneet jopa useita eläviä planeettoja Auringon lähinaapurustosta, mutta niiden elämä vain historian saatossa jäi planeetan pintakerroksen alapuolelle pintaolosuhteiden muututtua sille vihamielisiksi. Se tekee elämän etsinnästä vaikeaa, muttei täysin mahdotonta. Myös pinnanalaisen elämän aineenvaihduntatuotteet voisivat periaatteessa olla havaittavissa eksoplaneettojen kaasukehistä. Sellaisten havaintojen tiellä olemme kuitenkin vasta ottamassa haparoivia ensiaskeleitamme, eikä ole alkuunkaan varmaa, että pinnanalaista eksoelämää voidaan havaita millään varmuudella vielä pitkiin aikoihin. Emmehän kykene sellaisiin havaintoihin vielä edes Marsin tapauksessa.
Vastaa
Teknisten sivilisaatioiden lämpöjälkiä
Olemme kuin huomaamatta siirtyneet aikakauteen, jona teknisten sivilisaatioiden etsintä avaruudesta ei ole pelkkää tieteiskirjallisuuden haihattelua, vaan ihan konkreettista, vakavastiotettavaa tiedettä. Eikä kyse ole enää vain sokeasta etsinnästä, vaan teknisistä sivilisaatioista voidaan jopa havaita merkkejä — tai ainakin kandidaatteja merkeiksi, koska emme aivan tarkalleen osaa arvioida miltä teknisen sivilisaation havainto näyttäisi.
Ehkäpä eniten huomiota mediassa ja suuren yleisön joukossa ovat herättäneet havainnot selittämättömistä radiosignaaleista. Viimeisimpänä esimerkkinä hämmästeltiin signaalia lähitähden Proxima Centauri suunnasta. Vaikka kyseessä on tosiaankin merkki teknologisen sivilisaation lähettämästä signaalista, se sivilisaatio on suurella varmuudella omamme, ja emme ole ottaneet ainuttakaan askelta selvittääksemme olemmeko yksin omassa maailmankaikkeuden nurkkauksessamme vai emme. Signaalien etsintä, jota on harjoitettu monta vuosikymmentä pyörineissä SETI -projekteissa, on kuitenkin aivan varteenotettavaa tieteellistä tiedonhankintaa, ja sen tuloksia, jos jotakin kiinnostavaa havaitaan, raportoidaan tieteellisessä kirjallisuudessa.
On kuitenkin muitakin kaavailtuja tapoja koettaa havaita merkkejä teknisistä sivilisaatioista planeettamme ulkopuolella. Yleisin niistä on ajatus siitä, että vieraat tekniset sivilisaatiot ovat runsain mitoin omaamme kehittyneempiä, ja hallitsevat siksi tähtienvälisen matkustamisen voidakseen vierailla omalla planeetallamme. Se onkin mahdollista, mutta huolimatta tuhansien ihmisten sinnikkäistä yrityksistä, merkkejä vierailuista ei ole havaittu. Tieteellisessä mielessä on erityisen kuvaavaa, että huippulaadukkaiden kameroiden yleistyttyä ihmiskunnan edustajien taskuissa kautta planeetan vierailijoiden väitettyjen havaintojen määrä on suorastaan romahtanut oltuaan alunperinkin lähinnä anglikaaniseen maailmaan painottunut, voimakkaan kulttuurisidonnainen piirre. Ei ole mitenkään epätieteellistä ajatella, että joidenkin eksoplaneettojen tekniset sivilisaatiot saattaisivat esimerkiksi haluta lähettää robottiluotaimia tutkimaan planeettaamme ja sen elämää. Niinhän mekin teemme omassa aurinkokunnassamme. Sellaisesta ei vain ole toistaiseksi havaittu minkäänlaisia merkkejä.
Hiukan eksoottisemmalta vaikuttaa ajatus mahdollisuudesta havaita lähiplaneetan tekninen sivilisaatio siitä, että se asustaa vuorovesilukkiutuneen planeetan pimeällä puolella ja käyttää meidän laillamme keinovaloja. Ajatuksen tasolla sellainen sivilisaatio voisikin olla havaittavissa, mutta kyse olisi valtaisan onnekkaasta sattumasta, jos toinen tekninen sivilisaatio sattuisi asuttamaan riittävän lähellä meitä sijaitsevaa planeettaa, kuten vaikkapa Proxima Centaurin lähintä kandidaattia elinkelpoiseksi planeetaksi. Tieteeseen kuuluvat villeimmätkin spekulaatiot, mutta on samalla luotettava todennäköisyyslaskennan armottomiin seurauksiin. Ei ole järkeä käyttää kovinkaan suuria tutkimuksellisia resursseja naapuriplaneettojen sähkövalojen kajastuksen havaitsemiseen.
Jos lähiavaruudessa kuitenkin on teknisiä sivilisaatioita, ne todennäköisesti asuttavat jotakin planeettaa ja planeettakuntaa. Ja jos jotkin niistä ovat teknologiselta tasoltaan niin edistyneitä, että tarvitsevat jo merkittävän osan tähtensä säteilyenergiasta käyttöönsä, tarjoutuu mahdollisuuksia havaita heidän olemassaolonsa. Niin ainakin kaavaili britannialais-yhdysvaltalainen fyysikko Freeman Dyson, joka ehdotti teknisten sivilisaatioiden etsintää niiden lämpöjälkien perusteella 1960-luvulla.
Havaittavana megarakennelmat
Pohjimmiltaan ajatus tähtiä ympäröivien megarakennelmien havaitsemisesta merkkinä vieraiden sivilisaatioiden olemassaolosta on varsin yksinkertainen. Tähden säteilyenergian kerääminen vaatii sen sitomista joillakin aurinkokennoja muistuttavilla rakennelmilla, olivatpa nämä sitten millaisia hyvänsä. Sillä taas on kahdenlaisia seurauksia. Ensinnäkin, aurinkopaneelien armada tähteä kiertävällä radalla kerää itseensä merkittävän osan säteilystä, jotta voi sitoa säteilyenergian käyttökelpoisempaan muotoon. Jos energiaa kerätään riittävän suuressa mittakaavassa, näemme tähteä tarkkaillessamme sen himmenevän aika-ajoin aurinkopaneelien peittäessä osan tähteä näkyvistä. Jos energiantarve vain kasvaa ja rakennusmateriaaleja vain riittää, kehittynyt tekninen sivilisaatio saattaa sulkea koko tähden Dysonin palloksi kutsutun rakenteen sisälle kerätäkseen itselleen mahdollisimman suuren osan sen säteilemästä energiasta.
Tähti ei kuitenkaan katoa näkyvistä, koska kaikella säteilyenergian hyödyntämisellä on fysiikan ja erityisesti termodynamiikan asettamat rajoitteensa. Aurinkopaneelit lämpenevät, ja se lämmittää koko rakennelmaa. Lämpö taas voi poistua vain säteilemällä muttei Dysonin pallon sisäpuolelle, koska siellä se edelleen lämmittäisi rakennelmaa. Dysonin pallot siis vapauttavat lämpöenergiaa ulkopuolelleen, ja ovat siksi havaittavissa infrapunasäteilyn aallonpituuksilla. Voisimme kartoittaa taivasta infrapuna-alueen teleskoopeilla ja etsiä kummallisia infrapunasäteilijöitä, jotka eivät voi olla mitään tunnettuja luonnollisesti muodostuneita kohteita kuten galakseja, tähtiä tai planeettoja. Tähtitieteilijät ovatkin pohtineet miten Dysonin pallot voisi erottaa luonnollisista säteilyn lähteistä.
Megarakenteiksi ehdotettuja kohteita on aika-ajoin raportoitu havaitun, kuuluisimpana Tabetha Boyajianin Kepler -avaruusteleskoopin havainnoista löytämä kohde KIC 8462852, jonka kirkkauden muutokset tosin johtunevat tähteä ympäröivästä pölykiekosta. Kyse on kuitenkin lopultakin todennäköisyyksistä. Jos galaksissamme on riittävän suuri määrä edistyneitä teknisiä sivilisaatioita ja edes jotkut niistä tosiaankin rakentavat Dysonin palloja, löydämme merkkejä niiden rakennelmista ennemmin tai myöhemmin, kunhan vain jaksamme etsiä. Yksi menetelmä on tutkia koko taivaan kartoitusprojektien, kuten Gaia- ja WISE satelliittien näkyvän valon ja infrapuna-alueen havaintoja, ja koettaa etsiä kohteita, jotka eivät voi olla luonnollisesti muodostuneita. Tuoreimmassa tutkimuksessa tähtitieteiijät raportoivat löytäneensä seitsemän outoa kohdetta, joiden säteily ei sovi yhteen minkään tunnetun luonnollisen tähden säteilyn kanssa. Jokainen kohteista vastaa punaista kääpiötähteä mutta niiden säteilyssä on selittämättömiä poikkeamia.
Tähteä ympäröivä pölykiekko voi selittää monenlaisia erikoisuuksia tähden havaittavassa säteilyssä. Pöly voi peittää tähden tai osan siitä näkyvän valon aallonpituuksilla, ja hiukkasten liikkuessa kiertoradalla tähden näennäiseen kirkkauteen voi siten syntyä erikoisia muutoksia. Pöly myös lämpenee tähden lähellä, ja vapauttaa siksi infrapuna-alueen säteilyä, mikä tarjoaa parhaan tavan havaita tähtiä ympäröiviä pölykiekkoja ja -muodostelmia. Pelkkä pöly ei kuitenkaan selitä seitsemän punaisen kääpiötähden outoa säteilyä, koska pölyn on luonnonlakien mukaan oltava aina kiekkomaisena rakennelmana tähden ympärillä.
Tutkijat koettivatkin selittää outoja kohteita osittaisilla Dysonin palloilla, joiden lämpötila olisi jotakin 100-700 kelvinasteen välillä ja jotka peittäisivät 10-90% tähdestään. Vaikka yksittäisen havainnon voisi selittää jokin erikoinen astrofysikaalinen sattumus, on omituista havaita kokonainen kourallinen vastaavia kohteita — etenkin, kun niistä jokainen vastaa punaisia kääpiötähtiä, eikä mikään tunnettu luonnollinen selitysmalli oikein riitä kuvaamaan niitä. Ei silti ole syitä hypätä johtopäätöksiin siitä, että olisimme nyt havainneet merkkejä vieraista teknisistä sivilisaatioista, koska Dysonin palloihin liittyy paljon tähtitiedettä syvällisempiä seikkoja, ja ne herättävät runsaasti kysymyksiä alkaen kulttuurillisista ja biologisista tekijöistä ja päätyen insinööritaitoon, logistiikkaan ja fysiikkaan.
Ei ole olemassa mitään pakottavia syitä, joiden vuoksi vieraan tekniset sivilisaatiot, olivatpa ne kuinka kehittyneitä hyvänsä, rakentaisivat juuri Dysonin palloiksi kutsumiamme rakennelmia sen sijaan, että vain rajoittaisivat energiankulutustaan vaikkapa heille sopiviin planetaarisiin rajoihin. Ajatukset koko tähden energiantuotannon valjastamisesta sivilisaation käyttöön juontavat juurensa ihmissivilisaation teknologiseen kehitykseen, jonka saatossa 1900-luvun alkupuoliskolla energiankulutuksemme on kasvanut liki eksponentiaalisella tavalla. Yleistysten tekeminen perustuen ajallisesti rajattuun erikoistapaukseen ovat vaarallisia, ja on syytä muistaa, että valtaosan olemassaolostaan ihmiskunta on pitäytynyt energiankulutuksessaan varsin maltillisella ja vakaalla tasolla. Lisäksi, tiedämme jo nyt olevamme erittäin vaarallisilla vesillä — olemme valjastaneet käyttöömme niin suuret voimavarat, että toimintamme uhkaa jo oman kotiplaneettamme elinkelpoisuutta. On siksi täysin varmaa, että energiankulutuksemme ei jatka kasvua eksponentiaalisella käyrällä, emmekä voi koskaan ryhtyä Dysonin pallon rakentamiseen oman tähtemme ympärille ennen kestävän kulutustason saavuttamista. Se taas saattaisi hyvinkin poistaa kaikki motiivit ryhtyä megarakenteiden rakennusprojekteihin.
Tarvittava materian määrä aiheuttaa omat rajoitteensa. Jos kuvitellaan vain metrin paksuinen pallokuori Maan radan etäisyydelle Auringosta, sen rakentamiseen tarvittaisiin sama määrä materiaa kuin on koko Aurinkokunnassamme sitoutuneena planeettoihin ja niitä pienempiin kappaleisiin. Dysonin pallon olisi siis oltava erittäin ohut muodostelma ja silloinkin sen rakentaminen vaatisi valtavaa logistista operaatiota, jonka puitteissa sopivaa rakennusmateriaalia olisi haalittava laajalti koko aurinkokunnan alueelta. Dyson itse ehdotti koko Jupiterin massan käyttöä rakennusmateriaalina.
Motiivit rakennusprojektin taustalla eivät nekään ole selvillä, koska äärimmäisen kehittynyt sivilisaatio kykenee varmasti tuottamaan tarvitsemansa energian helpomminkin tai sitten osaa tehostaa toimintaansa riittävällä tavalla rajatakseen energiantarpeensa pienemmäksi. Dysonin pallot eivät siksi muodostu todennäköisiksi ratkaisuiksi teknisten sivilisaatioiden energiantarpeeseen, eikä ole alkuunkaan varmaa että yhtään sellaista on olemassa koko näkyvän maailmankaikkeuden alueella — puhumattakaan Auringon lähinaapuruston tähdistä, joita voimme havaita tarkimmin.
Mitä tutkijat sitten ovat havainneet tunnistaessaan seitsemän selittämätöntä kohdetta? Julkaisussaan he kertovat avoimesti, etteivät tiedä, ja siksi kohteet ovat kandidaatteja Dysonin palloiksi — jokin selityshän niiden omituisuuksille on oltava. Toistaiseksi kyse on kuitenkin vasta oudosta lämpösäteilystä, jota ei voi selittää vain tähtiä kiertävällä pölyllä. Kyse voi olla läheisistä hiukan erilaisten tähtien muodostamista kaksoistähdistä ja niiden järjestelmien pölymuodostelmista, tai pahoista virheistä tähtien ominaisuuksien määrityksissä. Mahdollisia ovat myös kohdalle osuvat taustataivaan galaksit tai järjestelmässä tapahtuneet planeettojen törmäykset, joissa olisi vapautunut suuria määriä pölyä. Yhden selitysmallin mukaan kyse voisi olla jopa kompakteista, kaukaisista galakseista, joissa on runsaasti pölyä, ja jotka on vain satuttu luokittelemaan virheellisesti tähdiksi. Kuten aina, tarvitaan lisää havaintoja, jotta kohteiden luonne voidaan saada selville. Toistaiseksi on enemmän kuin todennäköistä, että kyse ei ole Dysonin palloista, vaan aivan luonnollisista ilmiöistä ja vääjäämättömien luonnonlakien tuottamista harvinaisista kohteista.
Asiaa ei kuitenkaan voi jättää sikseen, vaan lisähavaintoja on tehtävä. Jos on pienikin mahdollisuus, että saamme havaintoja vieraista teknisistä sivilisaatioista, on havaintoja ainakin yritettävä. Vaikka sellaista havaintoa ei tehtäisikään, on kuitenkin selvää, että opimme jotakin harvinaisten ja omalaatuisten taivaan kohteiden fysiikasta, eikä sellainen tulos olisi millään muotoa pettymys.
2 kommenttia “Teknisten sivilisaatioiden lämpöjälkiä”
-
”koska pölyn on luonnonlakien mukaan oltava aina kiekkomaisena rakennelmana tähden ympärillä”. Onko tähän jokin vuorenvarma syy että muunlainen konfiguraatio ei ole lainkaan mahdollinen? Saturnuksella on renkaat ja spiraaligalaksi on tasomainen, mutta toisaalta elliptisiäkin galakseja on olemassa.
-
Mikko Tuomi sanoo:
Tähdet voivat olla eliiptisenä galaksina, koska niiden väliset etäisyydet ovat niin suuria, että eivät vaikuta toistensa ratoihin kovinkaan voimakkaasti ja siksi liikettä voi olla samaan aikaan eri suunnissa. Kun puhutaan kaasusta, tilanne on toinen. Kaasu vaimentaa nopeasti kiekon tason suhteen vastakkaisen liikkeen, mikä johtaa kiekkomaiseen rakennelmaan.
-
Vastaa
Kuva läheisestä eksoplaneetasta Epsilon Indi Ab
Läheinen, vain vajaan 12 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnasta sijaitseva Epsilon Indin järjestelmä on kiinnostava tähtijärjestelmä. Sen kirkkain tähti, Epsilon Indi A, on oranssi kääpiötähti, joka loistaa hiukan himmeämpänä kuin Aurinko. Sitä kiertää kahden ruskean kääpiön muodostama pari noin 1500 AU:n etäisyydellä mutta tähdellä on myös läheisempi kiertolainen — Epsilon Indi Ab on jättiläismäinen kaasuplaneetta, joka kiertää tähtensä noin 45 vuodessa. Se on toiseksi lähin tunnettu eksoplaneetta, joka on jupiterinkaltainen kaasujättiläinen. Planeetta on ollut henkilökohtaisesti minua kiinnostanut kohde, koska tutkimusryhmäni oli ensimmäisenä määrittämässä sen ominaisuuksia vuonna 2019. Nyt planeetasta on onnistuttu myös saamaan suoria kuvia — James Webb -avaruusteleskoopilla saadut uudet havainnot paljastavan planeetan kuvaamisen onnistuneen, aivan kuten julkaisussamme vuonna 2019 arvioimmekin.
Yhtenä lähimmistä tähdistä, Epsilon Indi on luonnollisesti ollut monien tutkimusryhmien ja havaintokampanjoiden kohteena. Tähteä on esimerkiksi havaittu vuosikymmeniä radiaalinopeusmenetelmällä, ja jo kaksi vuosikymmentä sitten arveltiin, että tähteä kiertää jonkinlainen verrattaen masiivinen kumppani. Syy on siinä, että jo tuolloin havaittiin tähden olevan avaruudessa kiihtyvässä liikkeessä, jota voi aiheuttaa vain jonkin toistaiseksi tuntemattoman, näkymättömän kumppanin vetovoima. Kumppanin luonnetta ei kuitenkaan voitu saada selville, ja se olisi aivan yhtä hyvin voinut olla suuri planeetta kuin hyvin pienimassainen tähtikin.
Tähden jatkuva tarkkailu radiaalinopeusmenetelmällä ei vain tuonut valaistusta kiertolaisen luonteeseen, vaan tarvittiin täydentäviä havaintoja toisilla menetelmillä. Tuolloisen tutkimusryhmämme nuorin jäsen Hertfordshiren yliopistossa, vastaväitellyt kiinalaistutkija Fabo Feng keksikin ajatuksen koettaa puristaa informaatiota Gaia -avaruusteleskoopin havainnoista. Gaia oli laukaistu avaruuteen vuonna 2013, mutta sen avulla ei oltu voitu saada riittävän pitkää havaintosarjaa, jotta kiertolaisen luonteen paljastava tähden näennäinen heilahtelu taivaalla voitaisiin saada mitattua. Vuosikymmenten pituisella kiertoradalla oleva kiertolainen jää auttamatta havaitsematta tällä astrometriaksi kutsutulla menetelmällä, jos havaintoja ei ole niin ikään kertynyt vuosikymmenten ajalta. Feng löysi nerokkaan vaihtoehdon saadaksemme planeetan radan ja siten massan määritettyä.
Gaia -avaruusteleskoopin havainnoista kävi selväksi tähden ominaisliike, eli sen suoraviivainen kulku avaruudessa. Gaian havaintoprojektin päätavoite oli määrittää lähimpien muutaman miljoonan tähden tarkat paikat ja liikkeet taivaalla, jotta saisimme ikään kuin dynaamisen tähtikartan kosmisesta naapurustostamme. Mutta Epsilon Indin liikettä oli mitattu aiemminkin. Hipparcos -satelliitin avulla oli tehnyt aivan vastaavaa paikan- ja liikkeenmääritystyötä jo kaksi vuosikymmentä aiemmin, vaikkakin paljon vaatimattomammalla tarkkuudella. Olimme enemmän kuin innoissamme todettuamme Hipparcos -satelliitin havainnoista määritetyn Epsilon Indin ominaisliikkeen poikkeavan Gaia -satelliitin vastaavasta. Se merkitsi sitä, että tähti oli vuosikymmenten saatossa kokenut kiihtyvää liikettä, jonka suunnan ja suuruuden kykenisimme nyt määrittämään. Tulos auttoi määrittämään tähteä kiertävän planeetan Epsilon Indi Ab radan ja toteamaan kyseessä olevan runsaat kolme kertaa Jupiterin massainen planeetta.
Olimme havainneet Aurinkokuntaa toiseksi lähimpänä avaruudessa sijaitsevan eksoplaneetan, joka voitiin luokitella jupiterinkaltaiseksi kaasujättiläiseksi. Kyseessä on samalla yksi lähimmistä järjestelmistä, joissa ulomman jättiläisplaneetan radan sisäpuolella on mainiosti tilaa maankaltaisille kiviplaneetoille.
Epsilon Indin eksoplaneetta avaruusteleskoopin kuvaamana
Epsilon Indi Ab on monella tapaa erityislaatuinen jättiläisplaneetta suoran kuvaamisen kohteeksi. Se sijaitsee avaruudessa aivan lähellämme, mikä on aina edullista tähtitieteessä. Planeetta on radallaan tähtijärjestelmänsä ulko-osissa, ja sen etäisyys tähdestä on suurempi kuin Jupiterin etäisyys Auringosta, mikä helpottaa kuvaamista. Itse tähtikin on Aurinkoa himmeämpi, ja planeetta loistaa Jupiteria voimakkaammin infrapuna-alueella, joten James Webb -avaruusteleskoopilla oli suotuisat mahdollisuudet onnistua planeetan kuvaamisessa. Eroista huolimatta, Epsilon Indi Ab on kaikin puolin jupiterinkaltaisin maailma, jota tähtitieteilijät ovat toistaiseksi onnistuneet kuvaamaan (Kuva 1.). Olemme ensimmäistä kertaa ottamassa valokuvia jonkin toisen, paljolti auringonkaltaisen vanhan tähden jättiläisplaneetasta, jonka radan sisäpuolella kiviplaneetoilla on mahdollisuus kiertää tähteään kaikessa rauhassa.
Huolimatta James Webb -avaruusteleskoopin ennennäkemättömästä tarkkuudesta ja herkkyydestä, planeettojen kuvaaminen on äärimmäisen vaativaa. Prosessissa tarvittiin teleskoopin koronografia, eli tähden valon havainnoista poistavaa suodatinta, joka jättää jälkeensä vain aivan tähden vieressä loistavan planeetan. Oleellista on kuitenkin, että havainnoissa on merkkejä vain yhdestä planeetasta. Epsilon Indin järjestelmässä ei siis ole useampia yhtä massiivisia jättiläisplaneettoja.
Kyseessä on viilein toistaiseksi kuvattu jättiläisplaneetta. Epsilon Indin järjestelmä planeettoineen on vanha, arviolta vähintäänkin noin 3.5 miljardin vuoden ikäinen ja siten vain hiukan Aurinkokuntaa nuorempi. Samalla on selvää, että järjestelmän planeetta ei ole enää asettumassa tasapainotilaan prosessissa, jossa planeetat kutistuvat, kun raskaampi materia vajoaa pohjaan keveimmän vedyn noustessa pinnalle. Kyse on voimakkaasti lämpöä vapauttavasta prosessista, joka saa nuorten planeettakuntien planeetat loistamaan niin kirkkaina, että niiden havaitseminen on ollut mahdollista jo maanpäällisin teleskoopein. Epsilon Indi Ab ei kuitenkaan ole enää nuori ja hohda kirkkaana infrapunasäteilyn aallonpituuksilla, joten sen havaitseminen vaati Webbin suunnatonta herkkyyttä ja kapasiteettia. Noin kahden celciusasteen lämpötilassa planeetta on hyvinkin tarkkaan sellainen kuin sen massa ja ikä antavat odottaa kaasuplaneettojen fysikaalisten mallien perusteella.
Havainnot eivät kuitenkaan olleet vailla yllätyksiä. Planeetan massaksi saatiin noin kaksi kertaa suurempi arvo kuin aiemmin arvioitiin perustuen radiaalinopeushavaintoihin ja astrometriaan. Planeetta on aiemmin arvioitua kauempana tähdestään, mikä saattaa tarkoittaa virhettä aiemmissa tuloksissa. Ei kuitenkaan välttämättä. Radiaalinopeustekniikalla ja astrometrialla kyetään määrittämään vain tähden liike ja kiihtyvyys avaruudessa. Menetelmillä liikkeestä päätellään, todennäköisyyslaskentaan perustuen, minkälainen kiertolainen voisi vetovoimallaan selittää havainnot. On sekin mahdollisuus, että planeetta ei ole yksin, vaan sillä on sisempi kumppani, joka on liian pieni, jotta se näkyisi Webbin havainnoissa mutta kyllin suuri, jotta se selittäisi tulosten väliset erot.
Tuoreessa julkaisussaan tutkijat kuitenkin onnistuivat mallintamaan sekä kuvaamalla saadut tiedot planeetasta että sen tähteensä aiheuttamat kiihtyvyydet kohtuullisen uskottavalla tavalla, eikä ole täysin selvää, että havaintojen selittämiseen tarvittaisiin toista planeettaa. Se on kuitenkin mahdollisuus, jota taatusti tutkitaan lähitulevaisuudessa. Erityisesti tähden astrometria kertoo karua kieltään siitä, että yhden planeetan malli ei sovi havaintoihin kunnolla, vaikkei ole mitään syitä epäillä havaintojen tarkkuutta ja laatua. Toisen planeetan olemassaolon varmistamisessa voi vierähtää vuosikymmeniä, koska ulkoplaneettojen liike tähden ympäri kestää niin kovin kauan. Se ei kuitenkaan ole este kuin vain yksittäisen tutkijan ja ihmiselämän näkökulmasta. Tieteellä on aikaa odottaa.
Yksi kommentti “Kuva läheisestä eksoplaneetasta Epsilon Indi Ab”
-
Lasse Reunanen sanoo:
Eksoplaneettojen liikkeet tähden ympäri voidaan havaita tähden siirtymisistä ja tähden valomäärän vaihtelusta eksoplaneetan ylityksissä. Nyttemmin siis eksoplaneettojen valokuviakin saatu.
Miten käytännössä eksoplaneettojen kiertoajat saadaan mitatuksi ja miten tarkasti?Planeettojen, Kuun ja Auringon kierrot tiedetty vuosituhansia.
Maa keskeisyydestä siirryttiin Aurinkoa kiertäviin planeettoihin 1500-luvulta.Tähdet ja avaruus 4/2024 lehdessä Marianna Ridderstad kirjoitti:
”Kiinan muinaisesta tähtitieteestä.”
Sivulla 45 oli piirros ”pyhäkön kivikaiverruksesta”, jossa ei ollut tekoaikaa kerrottuna.
Piirroskuvassa Otavan tähtikuvio peilikuvana ja vaunun (kauhan) kahvan kulman
kaksoistähti oli merkittynä. Pienempää kaksoistähteä kannatteli siivekäs henkilö,
kaarena suurempaa kaksoistähteä.
Tulkitsin, että siinä kuvattu tähden kiertoliikettä – jonka kiinalaiset olivat havainneet?
Kerroin tästä sähköpostilla Tähdet ja avaruus -lehdelle ja myös sähköpostilla
HS:n tiedetoimittaja Timo Paukku tiedoksi – joka oli 4.7.2024 kolumnissaan
lyhyesti em. kirjoituksesta kertonut (löytyy HS:n sivulta haulla nimellään).
Kiinalaisilla siis olisi ollut käytettävissä kaukoputki tai sitten kaksoistähti
olisi novana (kirkastuva tähti) ollut havaittavissa?
Myös Otavan vaunun sisällä ollut keisarin kuvassa oli pyöreä tähtimäinen
merkintä ja keisari sormellaan osoitti em. kaksoistähteä.
Olisikohan Otavan vaunun (kauhan) sisälläkin ollut joskus näkyvä
nova tai peräti supernova kiinalaisten havaitsemana?
Kivikaiverruksen ikä olisikin hyvä selvittää,
voinee antaa kiinalaisten tähtitieteestä tietoa – olisivatko jo vuosisatoja sitten,
ennen länsimaita havainneet tähtien kiertoliikettä toisiinsa nähden?
Vastaa
Luonto luovuuden lähteenä
Tähtitieteilijät ovat hyvin tyypillisesti varsin mielikuvituksetonta väkeä. Vain kursorinen tieteeseen perehtyminen riittää varmistamaan, että luovuus ja omaperäisyys eivät ole niitä tähtitieteen tutkijoita parhaiten määrittäviä adjektiiveja. Tutkijat ovat tietenkin hyvinkin luovia keksiessään tapoja käyttää instrumentteja puristaakseen vielä hiukan lisää tietoa havaittavina olevista kohteistaan, mutta silloinkin keksitään vain hyvin harvoin mitään uutta. Fysiikan lahjomattomat lait ja niiden sovellukset ovat tyypillisesti hyvin tunnettuina, ja niitä ehkäpä sovelletaan uudella tavalla, mutta pohjimmiltaan vain nojataan vuosikymmeniä vanhoihin ideoihin fysiikasta. Päällimmäisenä ovat sinnikkyys, järjestelmällisyys ja huolellinen logiikan ja muun matematiikan käyttö.
Luovuudelle on toki paikkansa, ja luova olemassaolevan tiedon yhdistely on takuuvarmasti eduksi, muttei aina vaatimuksena uuden tieteellisen tiedon saavuttamisessa. Esimerkiksi eksoplaneettojen havaitsemisessa sovelletaan noin sata vuotta vanhoja ajatuksia siitä, miten planeetat vaikuttavat tähdestä mehin saapuvaan valoon. Planeettojen vetovoima voi saada tähdet heilahtelemaan taivaalla, mikä voidaan mitata suoraan tarkkailemalla niiden paikkaa valokuvissa. Niiden heilahtelu näkösäteen suunnassa puolestaan aiheuttaa Dopplerin ilmiöksi kutsuttuja muutoksia niiden valoon. Heilahtelun yhtälöt tunnettiin jo 1600 -luvulla ja Dopplerin ilmiökin on nimetty Christian Dopplerin, 1800 -luvun alkupuoliskolla vaikuttaneen itävaltalaisen fyysikon mukaan, joka keksi ilmiön fysikaalisen ja matemaattisen perustan. Vastaavasti, ylikulkumenetelmä perustuu vanhojen liikelakien lisäksi vieläkin vanhempaan tietämykseen geometriasta, jota harjoittivat jo antiikin ajan ihmiset.
Toisin on fiktiota tuottavilla ihmisillä. Heidän tehtävänsä ei ole vain raportoida kylmän viileästi, mitä sattuvat maailmankaikkeudessa näkemään. Tieteiskirjailijat ja muut fiktion tuottajat koettavat kuvitella maailmoja, jotka vaikuttavat hämmästyttäviltä ja uskomattomilta saadakseen aikaiseksi eksoottisia tapahtumien näyttämöitä. Siksi tieteiskirjallisuudessa kuvataan usein eksoplaneettoja, jotka poikkeavat omasta planeetastamme ainakin jollakin silmiinpistävällä tavalla.
Muistamme Star Wars -elokuvasarjan karun aavikkoplaneetan Tatooinen, jonka taivaalla loistaa kaksi aurinkoa. Se kuvaa maailmaa, jollaisen olemassaolosta ei ollut minkäänlaisia viitteitä, kun ensimmäinen elokuvista julkaistiin 1970-luvulla. Myöhemmin on käynyt selväksi, että planeettoja esiintyy kiertämässä niin kaksoistähtien yksittäisiä komponentteja kuin tähtiparejakin, joten tieteiselokuvassa on onnistuttu ounastelemaan universumin ominaisuuksia varsin onnistuneesti. On kuitenkin kiinnostavaa katsoa onnistumisten taakse tutkimalla tilastoja. Eksoplaneetat ovat kokeneet muutoksen myös tieteiskirjallisuudessa tutkijoiden tekemien planeettalöytöjen myötä.
Tieteiskirjallisuuden yhteyttä todellisiin eksoplaneettalöytöihin on tutkinut Emma Puranen St Andrewsin yliopistossa, Skotlannissa. Hän selvitti yhdessä tutkimusryhmänsä kanssa millaisia eksoplaneettoja tieteiskirjallisuudessa on esiintynyt ja ovatko niiden ominaisuudet muuttuneet tutkijoiden 1990-luvulta lähtien tekemien löytöjen myötä. Tutkijat määrittivät ensin useita eksoplaneettojen ominaisuuksia binäärisinä vaihtoehtoina perustuen tieteiskirjallisuuden kuvauksiin. Sellaisia ovat esimerkiksi planeetan sijainti elinkelpoisella vyöhykkeellä, onko planeetalla elämää, onko sen elämä älykästä, voivatko ihmiset hengittää sen ilmaa, ja onko planeetalla ihmissiirtolaisia. Yhtenä tekijänä oli planeetan koostumus, ja erityisesti onko se kaasuplaneetta. On ennakkoon selvää, että esimerkiksi kaasuplaneetoilla ja ihmisten asuttamilla planeetoilla on negatiivinen korrelaatio, koska kaasuplaneetoille on vaikeaa järjestää ihmisen asuttavia olosuhteita edes fiktiivisessä kirjallisuudessa. Vastaavasti, voisi olettaa elämän esiintyvän tieteiskirjallisuudessakin herkästi niillä planeetoilla, joiden ilmaa ihmiset voivat hengittää.
Analysoituaan yli 140 tieteiskirjallisuuden eksoplaneettaa, tutkijat päätyivätkin vastaaviin intuitiivisiin tuloksiin perustuen aineistonsa tilastolliseen analyysiin. Suhteessa siihen, oliko tieteiskirjallisuus peräisin ajalta ennen eksoplaneettalöytöjä vai niiden jälkeen, tutkijat havaitsivat tieteiskirjallisuuden muuttuneen. Tunnetut eksoplaneetat ovat monella tapaa Maasta poikkeavia. Ne ovat tyypillisesti vihamielisiä elämälle ja saattavat olla elinkelvotomia, autioita kappaleita. Esimerkiksi kuumat Neptunukset, joiden kaasukehässä sataa sulaa rautaa eivät anna mahdollisuuksia tuntemallemme elämälle. Laaja kirjo elinkelvottomia uusia maailmoja ei siksi oikein voinut olla vaikuttamatta tieteiskijjailijoiden näkemyksiin, ja heidän kuvittelemansa planeetat alkoivat muuttua — tieteiskirjallisuuden elinkelpoiset planeetat kävivät harvinaisemmiksi.
Puranen ryhmineen havaitsi entistä harvemman kuvitteellisen planeetan pinnalla olevan kotoperäistä älykästä elämää ja ihmisten siirtokuntia kuin aiemmin. Planeetan pinnan elinkelpoisuuteen, elämään, älykkääseen elämään ja ihmisiin, joiden esiintyminen oli positiivisesti korreloitunutta keskenään, vaikutti siis negatiivisesti kaksi tekijää. Se, oliko planeetta kaasuplaneetta ja se, oliko kertomus ajalta eksoplaneettalöytöjen jälkeen. Voidaan siis sanoa löytöjen heijastuneen tieteiskirjailijoiden mieliin ja saaneen heidät hyväksymään, että harvempi planeetta on elinkelpoinen. Kirjailijat ovat siten saaneet voimakkaita vaikutteita tieteestä, joka on muokannut heidän kuvittelemiaan maailmoja. Se ei tietenkään ole lainkaan yllättävää. Tieteiskirjallisuus, kuten kaikki muukin ihmisten mielikuvitusten tuotokset, pohjautuu vahvasti siihen, mitä ihmiset voivat ympärillään havaita ja tarkastella. Eksoplaneetat ja niihin liittyvä kirjallisuus ei tuo siihen poikkeusta, vaikka tarjoaakin poikkeuksellisen selvästi rajatun mahdollisuuden tutkia tieteen ja tieteiskirjallisuuden vuorovaikutusta.
3 kommenttia “Luonto luovuuden lähteenä”
-
Timppa sanoo:
Ongelmahan on siinä, että ne rajalliset havaintomenetelmät, joita nykyään on käytettävissä, kykenevät havaitsemaan lähinnä elämälle epäkelpoja planeettoja. Pienehkö kiviplaneetta rauhallisen pääsarjan tähden elämävyöhykkeellä ei juuri sitä emotähteään heiluttele tai pimennä.
-
Olen lukenut fiktion tieteiskirjallisuutta, scifi, lähinnä ennen eksoplaneettojen löytöjä.
Juonisisällöt jo enimmäkseen unohtuneet, mutta hyviä oli ensin Mars-sarja ja
Säätiö-kirjat, Apinoiden planeetta (tv-elokuvasarjan jälkeen) ym. vanhemmat.
Lapsitarinallinen Pikku prinssi oli myös omanlaisenaan hyvä fiktiokertomus.
Niissä planeetta- ja tähtijärjestelmät jne. pyritty ohittamaan sivuseikkoina
ja keskitytty kertomuksissa lähinnä fiktiokehyksissä käsittelemään ihmisten
kanssakäymistä eri poliittisiin järjestelmiin. Avaruuden laajentamista ihmisille myös.
Sarjakuvat myös paljon fiktiolla avaruuden ympäristöön sijoitetiin ennen kuulentoja.Eksoplaneettojen löytyminen ja tutkimus tuonut Linnunradan ja maailmakaikkeuden
todellisuutta laajemmin tietoisuuteemme.
Tutkimuslaitteiden nopea kehitys mahdollistanut tiedon monipuolista kertymistä. -
Seniorikosmetologi sanoo:
Sanot blogisi alussa: ”Tähtitieteilijät ovat hyvin tyypillisesti varsin mielikuvituksetonta väkeä. Vain kursorinen tieteeseen perehtyminen riittää varmistamaan, että luovuus ja omaperäisyys eivät ole niitä tähtitieteen tutkijoita parhaiten määrittäviä adjektiiveja”.
Arvatenkin moni on eri mieltä ajatuksesi kanssa, mutta minä kyllä allekirjoitan tuon. Edward de Bonon kehittämän lateraalisen ajattelun laajempi käyttöönotto tähtitieteen ja kosmologia tutkimuksessa saattaisi johtaa monien selitystä kaipaavien ongelmien ratkaisuun. Nyt tuntuu siltä, että tutkijat ovat vertikaalisen ja loogisen ajattelun vankeja. Sellaisen ajattelun vaarana on yhdenkin oikeana pidetyn virhepäätelmän (tai laskennan) kohtalokas vaikutus sen jälkeiseen tutkimukseen. Loogisen ajattelun virhetulos vääristää nimittäin kaikkea aiheesta jälkeen päin tehtyä tutkimustyötä. Sen jälkeen totuuden löytämiseen ei ole muuta keinoa, kuin kelata taakse päin ja käyttää lateraalista ajattelua uuden ratkaisumallin löytämiseen.
Vastaa
James Webb -avaruusteleskooppi on tehnyt havaintoja kiviplaneetan kaasukehästä
Toisia tähtiä kiertävien pienten, kivisten planeettojen elinkelpoisuuden määrittämisessä on ehdottoman tärkeässä roolissa se, että saamme tietoa niiden kaasukehän koostumuksesta. Menetelmänä voi olla suora kuvaaminen, jolla olisi mahdollista yksinkertaisesti vain havaita planeetan kaasukehän vapauttamaa säteilyä ja päätellä sen aallonpituuksjakautumasta, eli spektristä, mistä molekyyleistä sen kaasukehä koostuu. Koostumuksen perusteella voisi puolestaan arvioida niitä fysikaalisia ja kemiallisia olosuhteita, joita planeetan kaasukehässä ja pinnalla esiintyy. Olisi jopa mahdollista saada selville vaikuttaako olosuhteisiin ja planeetan kemiaan kenties elämäksi kutsuttu itseään kopioivien ja evoluutiota kokevien biokemiallisten järjestelmien aineenvaihdunta.
Koska pienten, kivisten eksoplaneettojen suoraan kuvaamiseen vaadittavaa laitteistoa ei vielä ole onnistuttu rakentamaan, on turvauduttava toiseen, hiukan kekseliäämpään tapaan havaita vieraiden planeettojen kaasukehien ominaisuuksia. Transmissiospektroskopialla tarkoitetaan niinikään planeetan kaasukehän koostumuksen tutkimista, mutta epäsuorin keinoin. Kun planeetta kulkee radallaan tähtensä editse, se estää pientä osaa tähden valoa saapumasta mittalaitteisiimme. Voimme siten havaita planeetan ylikulkuja, jotka näkyvät tähden pienenä näennäisenä ja jaksottaisena himmenemisenä aina planeetan peittäessään osan sen pintaa. Menetelmällä on onnistuttu löytämään jo tuhansia toisia tähtiä kiertäviä planeettoja, niiden joukossa satoja kiviplaneettoja.
Jos planeetan ylikulkuja tarkkaillaan eri aallonpituuksilla, voidaan planeetan näennäisen koon arvioiksi saada hiukan toisistaan poikkeavia lukemia. Kysymys ei kuitenkaan ole planeetasta, jonka koko muuttuu, vaan vain yksinkertaisesta kaasukehän kemian seurauksesta. Joillekin tähden säteilyn aallonpituuksille planeetan kaasukehä on läpinäkymätön, koska kaasukehän molekyylit virittyvät korkeampiin energiatiloihin sopivan aallonpituuskaistan säteilystä. Toisilla aallonpituuksilla kaasukehä on puolestaan lähes täysin läpinäkyvä, ja säteily pääsee sen läpi esteettä saaden planeetan näyttämään hoikemmalta. Eri molekyylit tekevät kaasukehästä läpinäkymättömän eri aallonpituuksilla mutta asiassa on sittenkin aste-eroja. Myös molekyylien pitoisuus kaasukehässä vaikuttaa. Valon kulku kaasukehän läpi heikkenee sitä enemmän mitä suurempi molekyylien pitoisuus ja koko kaasukehän paksuus on. Siten ylikulkuja tarkkailemalla voidaan saada tietoa planeetan kaasukehän paksuudesta, koostumuksesta, ja muista ominaisuuksista.
Kiviplaneettojen kaasukehistä on kuitenkin hyvin hankalaa onnistua saamaan tietoa edes parhailla mahdollisilla teleskoopeilla. James Webb -avaruusteleskooppi, tähtitieteen tämän hetken tarkin ja merkittävin lippulaiva, on ollut kovassa käytössä, kun tutkijat ovat koettaneet havaita merkkejä TRAPPIST-1 -järjestelmän kiviplaneettojen kaasukehistä. Vaikka havainnoissa ei ole vielä onnistuttu, todennäköisesti siksi, että järjestelmän sisimmillä planeetoilla ei ole kaasukehiä, on JWST nyt suunnattu uuteen kohteeseen, lähitähteen 55 Cancri.
Yksi 55 Cancrin järjestelmän planeetoista, sisin kuuma supermaapallo 55 Cancri e, on havaittavissa sen ylikulkujen perusteella. Planeetta on kaikkea muuta kuin elinkelpoinen. Se kiertää tähtensä ympäri vain noin 18 tunnissa ja kylpee tähden voimakkaassa säteilyssä, joka kuumentaa planeetan pinnan peräti 3500 celciusasteen lämpötilaan. Planeetta on yksi kuumimmista tunnetuista, ja sitä on kuvailtu laavaplaneettana, jonka olosuhteissa kivi ja monet metallit ovat sulana ja jopa osin höyrystyneenä planeetan kaasukehään. Planeetta on luultavasti myös geologisesti aktiivinen ja sen pinta on aktiivisten tulivuorten täplittämä.
Tuoreet tulokset kuitenkin osoittavat ajatusten planeetan 55 Cancri e luonteesta olevan osittain vääriä. James Webb -avaruusteleskoopin havainnot osoittavat vääjäämättä, että planeetan kaasukehä koostuu keveämmistä kaasuista höyrystyneen kiviaineksen sijaan. Todennäköisesti sen kaasukehä on pääosin hiilidioksidia ja hiilimonoksidia. Tutkijoiden arvion mukaan planeettaa peittävät laavakentät, joiden purkaukset uudistavat kaasukehää jatkuvasti hiilidioksidilla ja -monoksidilla. Kyse on silti vain arviosta — tarkkaa kaasukehän koostumusta on mahdotonta arvioida, koska havainnot ovat yhteensopivia useiden erilaisten mallien kanssa. On silti selvää, että planeetan kaasukehästä on nyt saatu infrapuna-alueen havaintoja, jotka osoittavat kiistatta sen koostuvan omankin planeettakuntamme planeettojen kaasukehistä tutuista helposti kaasuuntuvista yhdisteistä.
Jos onnistuisimme matkaamaan vierailulle 55 Cancri e:n pinnalle, näkisimme valtavat laavakentät (Kuva 2.) ja ehkäpä pinnan tulivuoia, joiden ajoittaiset purkaukset vapauttaisivat runsaasti pölyä planeetan kaasukehään ja jopa avaruuteen sen kiertoradalle tähtensä ympäri. Laavakenttien purkaukset vapauttaisivat kaasuja ja pitäisivät siten yllä planeetan kaasukehää, joka on tähden voimakkaalle säteilylle alttiina ja karkaa siksi avaruuteen verrattaen nopeassa tahdissa. Planeetalla saattaisi olla pilvenmuodostusta, kun laavakentiltä vapautuvat ainekset tiivistyisivät korkeammalla kaasukehässä. Joka tapauksessa planeetta on vuorovesilukkiutunut ja näyttää siten tähdelleen ainoastaan toisen puolensa. Se aiheuttaa valtaisia lämpötilaeroja planeetan valoisan ja pimeän puoliskon välille, mikä puolestaan tuottaa voimakkaita kaasukehän virtauksia, kun lämpö pyrkii tasaantumaan. Kyse ei ole siksi vain kuumasta laavaplaneetasta, vaan suoranaisesta tulimyrskyjen maailmasta, jonka olosuhteissa ihmisenkaltaiset elävät organismit eivät voi koskaan edes vierailla.
Mikään ei kuitenkaan ole täysin varmaa. Kivisten eksoplaneettojen kaasukehät ovat ohuita, ja niiden tutkiminen ylikulkujen avulla, transmissiospektroskopian keinoin, on erittäin haastavaa. Vain pieni murto-osa tähden säteilystä kulkee planeetan kaasukehän läpi jättäen säteilyspektriin kaasukehän koostumuksesta kertovat hiuksenhienot poikkeamat. Tulevat, tarkemmat ja kattavammat havainnot saattavat siten tuottaa suuriakin yllätyksiä ja muuttaa planeettojen luonteesta ja koostumuksesta tehtyjä tulkintoja. Se kuuluu kuitenkin normaaliin tieteellisen tiedonhankinnan etenemiseen ja on vain hyväksyttävä osana tieteen toimintaa.
Vastaa
Maankaltainen planeetta tähden Gliese 12 järjestelmässä
Tiedejournalismi on parhaimmillaan sitä, että suuren yleisön tietoon saatetaan kiinnostavia uusia tutkimustuloksia, joilla on yhteiskunnallista merkitystä tai joista suuri määrä ihmisiä on kiinnostunut. Uudet planeettalöydöt ovat sinällään hyödyttömiä* yhteiskunnallisesti, koska emme voi koskaan muuttaa toiselle planeetalle oppimatta ensin huolehtimaan omamme pysymisestä elinkelpoisena, mutta ne herättävät tieteiskirjallisuuden pyörteissä marinoituneet mielet kuvittelemaan minkälaista elämä voisi uudessa maailmassa olla. Tutkijat julkaisevat tuloksensa ja kirjoittavat huolella niiden julkistamisen kylkiäisiksi tiedotteen, josta kaikki oleellinen käy ilmi. Ja sitten paikalle saapuvat sensaatiohakuiset mediat, jotka tekevät ylitulkintoja, ja revittelevät otsikoita sivuuttaen itse tieteen ja sen mitä tutkijat oikeastaan havaitsivatkaan.
Kun uutisartikkeli sanoo astronomien löytämän uuden eksoplaneetan olevan maankaltainen ja asuttava, tunnen lähinnä, miten puna leviää kasvoilleni myötähäpeän merkiksi. Tiedän jo tutkimustuloksesta mitään lukematta, että asuttavaa planeettaa ei todellakaan ole löydetty. Ihmiskunnalla ei ole käytössään ainuttakaan tähtitieteellistä instrumenttia, jolla jonkin maapalloa jollakin tavalla muistuttavan planeetan asuttavuuteen voitaisiin edes ottaa kantaa. Termi edustaa siis puhdasta fiktiota, ja sen käyttö tiedeuutisoinnissa on harhaanjohtavaa. Olemme yhteiskuntana monella tapaa median sensaatiohakuisuudelle alttiina kuin se pieni kyläyhteisö, jonka poika aina vain huusi sutta. Kun jonakin päivänä sitten saamme merkkejä todennetusti elävästä planeetasta, uskon monen lukijan vain sivuuttavan tiedon journalistien liioitteluna. Sama pätee tietenkin myös merkittävämpiin yhteiskunnallisiin asioihin.
Uusi planeettalöytö on joka tapauksessa kiinnostava, joten on syytä avata hiukan tarkemmin mitä oikein tiedämme eksoplaneetasta Gliese 12 b ja mitä emme.
Planeetan nimi antaa ensimmäiset tiedonmuruset. Gliese 12 tarkoittaa tähteä numero 12 Wilhelm Gliesen vuoden 1957 luettelossa, johon listattiin kaikkein lähimpiä tunnettuja tähtiä. Koska ylivoimainen valtaosa kaikista lähitähdistä on punaisia kääpiötähtiä, ja koska kirkkaammilla lähitähdillä on tyypillisesti parempiakin nimityksiä kuin vain luettelonumerot, on selvää, että Gliesen luettelonumeroa käytettäessä kyse on himmeästä lähiavaruuden tähdestä ja siksi likimain varmasti punaisesta spektriluokan M kääpiötähdestä. Gliese 12 tosiaankin on tyypillinen punainen kääpiötähti — se on massaltaan ja kooltaan noin neljänneksen Auringosta ja pintalämpötilaltaan viileä 3000 celsiusasteessa loistava plasmapallo. Vaikka lämpötila voi vaikuttaa korkealta, kyse on viileästä tähdestä verrattaessa Auringon 5500 °C lämpötilaan. Lämpötilaero tarkoittaa myös sitä, että Gliese 12 on kirkkaudeltaan vain vajaan prosentin verran Auringon kirkkaudesta.
Lämpötila ja kirkkaus sanelevat fysikaalisia reunaehtoja tähden Gliese 12 planeettakunnalle ja planeettojen ominaisuudet riippuvat monella tapaa juuri tähden ominaisuuksista. Tähtitieteilijät voivat laskea tähden kirkkauden avulla millä etäisyydellä sen säteily lämmittäisi planeetan pinnan nestemäisen veden esiintymisen mahdollistavalle lämpötilavälille 0-100 °C. Laskelmat ovat varsin suoraviivaisia ja perustuvat yksinkertaisiin termodynaamisiin periaatteisiin mustan kappaleen säteilijöistä. Käsitteellä tarkoitetaan kappaletta, joka on vakiolämpötilassa, ja vapauttaa lämpötilansa mukaisesti energiaa useilla eri aallonpituuksilla. Mitä viileämpi kappale on kyseessä, sitä pidemmillä aallonpituuksilla valtaosa energiasta vapautuu. Esimerkiksi Aurinko vapauttaa eniten energiaansa keltaisena valona, kun taas viileämmät punaiset kääpiötähdet vapauttavat kokonaisuutena paljon vähemmän energiaa ja siitäkin suurimman osan mikroaaltosäteilynä, punaisen valon ollessa dominoiva säteilyn komponentti ihmissilmällä tarkasteltuna.
Tietäessämme tähden ominaisuudet, ja erityisesti sen mustan kappaleen lämpötilan, voimme laskea kuvitteellisen planeetan pinnalle eri etäisyyksillä saapuvan säteilyn määrän. Jos oletamme, että planeetta imee itseensä kaiken säteilyn, ja on myöskin mustan kappaleen säteilijänä tasapainotilassa, se säteilee kaiken saamansa säteilyenergian avaruuteen oman lämpötilansa edellyttämällä tavalla. Oletus mahdollistaa kuvitteellisen planeetan pintalämpötilan laskemisen yksinkertaisilla yhtälöillä. Silloin voimme periaatteessa arvioida minkä tahansa havaitsemamme eksoplaneetan pintalämpötilaa karkealla tavalla.
Todellisuus on kuitenkin oletuksia monimutkaisempi. Planeetat heijastavat aina osan niiden pintaan saapuvasta säteilystä, joten ne ovat viileämpiä kuin mustan kappaleen oletukset edellyttävät. Myös planeettojen kaasukehillä on vaikutuksensa. Pienetkin määrät kasvihuonekaasuja aiheuttavat kasvihuoneilmiön, joka nostaa planeetan pintalämpötilaa merkittävästi laskennallista suuremmaksi. Omalla planeetallamme on napajäätiköitä ja muita heijastavia pinnanmuodostumia, jotka saavat noin 30% kaikesta Auringon säteilemästä energiasta heijastumaan avaruuteen. Ilmakehä kuitenkin lämmittää merkittävällä tavalla, ja planeettamme keskilämpötila on mukavat 15 °C — planeettamme laskennallinen tasapainolämpötila on noin -18 °C. Vastaavasti, esimerkiksi Venuksen paksu, pääasiassa hiilidioksidista muodostunut kaasukehä nostaa pintalämpötilan yli 500 celsiusastetta laskennallista korkeammaksi. Planeetat myös pyörivät eri nopeuksilla, mikä tasoittaa tai kasvattaa niiden pintojen lämpötilaeroja merkittävillä tavoilla.
Fysiikalla on seurauksensa myös eksoplaneetan Gliese 12 b olosuhteille. Sen laskennalliseksi pintalämpötilaksi on ilmoitettu 42 celsiusastetta, eli noin 60 astetta maan tasapainolämpötilaa enemmän. Silloin ohutkin kaasukehä tekisi helposti planeetasta täysin elinkelvottoman sen pinnan kuumuuden vuoksi. Oman lusikkansa soppaan tuo se tosiasia, että kiertäessään tähtensä vain noin kolmessatoista päivässä Gliese 12 b on lähes takuuvarmasti vuorovesilukkiutunut näyttämään aina toisen puoliskonsa tähteensä toisen ollessa ikuisesti pimeydessä. Silloin valoisa puoli on varmuudella liian kuuma elämän esiintymiselle ja elämän edellytykset koko planeetan pinnalla vaikuttavat heikoilta. Jos planeetalla on kaasukehä, se voi tasata lämpötilaeroja kuljettaen virtauksien avulla lämpöenergiaa valoisalta pimeälle puoliskolle. Planeetta on silloin ainaisten myrskytuulien kourissa, ja vaikka pimeän ja valoisan puoliskon väliin saattaisikin muodostua elinkelpoisten olosuhteiden vyöhyke, kuin rengasmainen elinkelpoinen alue, vaikuttaa jo laskennallinen lämpötila liian korkealta, jotta planeettaa voitaisiin kutsua elinkelpoisen vyöhykkeen planeetaksi.
Elinkelpoisuus arviotavana
Tarkemmat laskelmat eksoplaneettojen lämpötilaolosuhteiden selvittämiseksi vaativat taustalleen tietoa planeetan kaasukehästä. Gliese 12 b on vasta löydetty TESS ja CHEOPS-avaruusteleskooppien ylikulkuhavainnoista, ja sen kaasukehää ei ole voitu vielä tutkia. Jos kaasukehä on olemassa, sen ominaisuuksia saattaa olla mahdollista kartoittaa James Webb -avaruusteleskoopilla, jonka avulla on koetettu tutkia myös vastaavankaltaisia TRAPPIST-1 -järjestelmän sisäplaneettoja. Vaikka TRAPPIST-1 -järjestelmän sisimmät planeetat osoittautuivatkin kaasukehättömiksi kivenmurikoiksi, Gliese 12 b:n kaasukehästä ei voida sanoa mitään vailla havaintoja. Paljon voidaan kuitenkin sanoa jo perustuen siihen, mitä vastaavista planeetoista ja niiden fysiikasta tiedämme, sekä karkeisiin oletuksiin ja yksinkertaisilla kaasukehämalleilla tehtyihin laskelmiin.
Tarkemmat laskelmat elinkelpoisen vyöhykkeen sijainnista tähden Gliese 12 ympärillä paljastavat planeetan b olevan auttamatta vyöhykkeen sisäreunan sisäpuolella (Kuva 1.). Puerto Ricon yliopiston tutkijan Abel Mendezin ylläpitämään mahdollisten elinkelpoisten eksoplaneettojen luetteloon tuore löytö ei mahdu, koska se on liian lähellä tähteään. Planeetta ei ole optimistisen elinkelpoisen vyöhykkeen sisällä, ja se on todennäköisesti niin kuuma, että vesi höyrystyy sen olosuhteissa. On mahdollista, että planeetalla on venuksenkaltainen paksu kaasukehä, jonka massiivinen kasvihuoneilmiö ja paine tekevät planeetan pinnasta helvetillisen painekattilan.
Kuumuus on vain yksittäinen tekijä. Planeetan massaa ei ole onnistuttu määrittämään, joten sen koostumus on täysin hämärän peitossa. Vaikka todennäköinen koostumus on samankaltainen kuin Maalla tai Venuksella, on mahdollista, että planeetalla on massiivisempi ydin ja huomattavasti paksumpi kaasukehä kuin kummallakaan oman järjestelmämme sisarplaneetoista. Silloin se olisi jonkinlainen kuuma supermaapallo, jonka kaasukehän paineessa olosuhteet saattaisivat olla vielä Venustakin vihamielisemmät elämälle.
Gliese 12 b poikkeaa kuitenkin takuuvarmasti Maasta lämpötilajakautumaltaan. Sen valoisa puoli on kuuma ja pimeä puoli kylmä, ellei paksu, myrskyisä kaasukehä tasaa lämpötilaeroja tehokkaasti. On vaikeaa nähdä, että sellaisissa olosuhteissa esiintyisi elämälle suotuisia ympäristöjä. Lisäksi, planeetan keskilämpötilan ollessa luultavasti lähellä veden kiehumispistettä tai sen tuolla puolen, riippuen kaasukehän paksuudesta, sen pinnalla on hankala odottaa olevan elämälle soveltuvia olosuhteita edes pimeällä, viileämmällä puolella.
Gliese 12 b:n kaltaiset planeetat eivät ole erityisen harvinaisia, vaan ne edustavat jopa yhtä yleisimmistä planeettatyypeistä Auringon lähinaapurustossa. Lähintä tähteä Proxima Centauri kiertävä nimellä Proxima b tunnettu kappale on likimain vastaavankaltainen, joskin viileämpi kuin Gliese 12 b, mikä tekee sen mahdollisuuksista olla elinkelpoinen paremmat. Tähtitieteilijät eivät kuitenkaan ole innostuneet turhaan. Gliese 12 b on erityisasemassa siksi, että siitä on kyetty tekemään havaintoja ylikulkumenetelmällä. Ylikulut ja niiden havaitseminen eri aallonpituuskaistoilla ovat oleellisessa asemassa, kun planettojen koostumuksia koetetaan arvioida James Webb -avaruusteleskoopin avulla.
Läheisyytensä vuoksi Gliese 12 b on siinä harvalukuisten planeettojen joukossa, jotka ovat kooltaan maankaltaisia ja joiden ylikulut ovat havaittavissa oman planeettamme suunnasta riittävällä tarkkuudella kaasukehän koostumuksen määrittämiseksi. Tulevat havainnot eivät siksi paljasta vain uuden planeettatuttavuuden ominaisuuksia, vaan ne antavat yleisempää tietoa siitä, minkälaisia kaasukehiä vastaavilla pienten punaisten kääpiötähtien planeetoilla voi olla. Se taas auttaa arvioimaan kuinka yleisiä elinkelpoiset planeetat ovat vastaavissa järjestelmissä galaksissamme ja koko maailmankaikkeudessa.
* Uudet planeettalöydöt eivät tietenkään ole yhteiskunnallisesti täysin hyödyttömiä koskaan. Ne inspiroivat valtavan määrän nuoria luonnontieteiden pariin, jättävät jälkensä tietoihimme maailmankaikkeudesta, vaikuttavat kulttuuriin ja taiteeseen ja niiden etsintä johtaa vääjäämättä teknologisiin innovaatioihin. On silti toki mahdollista, että ihmiskunta ei hyödy yksittäisestä eksoplaneetasta mitenkään.
Vastaa
Kuumien jupiterien jäljillä, osa 3
Planeettojen daavidit ja goljatit
Vanhoja havaintoaikahakemuksia on joskus hauskaa selailla jälkeenpäin. Niistä käy ilmi tieteen asteittainen eteneminen, koska hakemuksia voi kirjoittaa vain huomioiden se, mitä niitä kirjoitettaessa tiedetään ja mitä ei. Yksittäisen hakemuksen tieteellisistä perusteista saa helposti kattavan läpileikkauksen tieteenalan tilasta tiettynä ajanhetkenä. Hakemuksia on lisäksi tehtailtava jatkuvasti, jotta on mahdollista saada maailman parhaita instrumentteja käyttöönsä, joten läpileikkauksia tulee kirjoitettua säännöllisesti erilaisiin havaintoprojekteihin.
Havaintoaikahakemusten hyväksyminen puolestaan määrittää voimakkaasti sitä, mitä tieteellisiä projekteja voidaan koskaan toteuttaa ja mitä ei. Monet lupaavatkin projektit kaatuvat jatkuvasti siihen, että niille ei myönnetä havaintoaikaa ja siksi ne eivät koskaan oikeastaan edes käynnisty. Esimerkki sellaisesta on vuoden 2013 havaintoaikahakemuksemme, jossa yhdessä chileläistyneen skotlantilaisastronomin, James Jenkinsin, ja muutaman muun tutkijan kanssa halusimme havaita kuumien jupiterien planeettakumppaneita.
Hakemuksessa oli taustalla kylmän tieteellinen logiikkansa. Kuumien jupiterien planeettakumppaneita ei tunnettu, joten niiden etsintä vaikutti erittäin merkittävältä selvitettäessä planeettakuntien muodostumismekanismeja. Oli oikeastaan hyvin hämmentävää, että sellaisia havaintoja ei oltu koetettu radiaalinopeusmenetelmällä — aina, kun kuuma jupiter löytyi, kyseinen tähti tavallisesti vain pudotettiin pois havaittavien kohteiden listalta ajanhukkana. Aivan kuin kohteesta olisi jupiterin löytymisen myötä saavutettu täydelinen ymmärrys, ja lisähavaintoihin ei olisi ollut enää tarvetta. Taustalla oli ajatus siitä, että kuumat jupiterit suistivat kaikki muut planeetat radoiltaan muuttaessaan tähtiensä lähelle, joten vaikutti loogiselta käyttää niukat havaintoresurssit sellaisiin kohteisiin, joista voisi tehdä uusia planeettalöytöjä. Halusimme kuitenkin ”Projekti goljatiksi” otsikoimassamme hakemuksessa testata asiaa perustuen havaintoihin pelkkien oletusten sijaan. Koko kuumien jupiterien olemassaolo kun oli osoittanut, miten luonto jaksaa jatkuvasti osoittaa testaamattomien oletustemme perusteet vääriksi.
Hakemuksessamme goljateiksi kutsuttiin kuumia jupitereita, jotka heilauttivat tähtiään valtavalla tavalla — niin valtavalla, että niiden havaitseminen oli suorastaan helppoa jo 1990-luvun instrumenteilla. Daavidit olivat sitten pienempiä planeettoja, jotka olivat taistelleet olemassaolostaan jupiterien muutaessa tähtensä lähelle. Daavidit, jos niitä siis oli edes olemassa, olivat välttäneet törmäykset tähtensä ja jupiterinsa kanssa, sekä sinkoutumisen ulos koko planeettakunnasta kahden järjestelmää määrittävän suuremman kappaleen vetovoimien vaikutuksesta. Ne kertoisivat omaa kieltään järjestelmän mahdollisista muodostumismekanismeista, ja joka tapauksessa sulkisivat löytyessään pois sen vaihtoehdon, että järjestelmän kuuma jupiteri olisi syntynyt tyypin II migraation seurauksena oltuaan ensin äärimmäisen soikealla kiertoradalla.
Jopa maankaltaisten, elinkelpoisten planeettojen olemassaolo oli teoreettisesti mahdollista kuumien jupiterien järjestelmissä. Tietokonesimulaatiot osoittivat, että sisemmän planeettakunnan kiviplaneetat joutuivat kaaoksen kouriin ja niistä valtaosa tuhoutui jättiläisplaneetan migraation seurauksena, mutta jotkut päätyivät stabiileille radoille kuuman jupiterin radan ulkopuolelle. Pienten kiviplaneettojen oli jopa mahdollista jäädä tähtensä elinkelpoiselle vyöhykkeelle, jossa ne voisivat viettää miljardeja vuosia vakaalla radalla ehtien tarjota olosuhteet elämän synnylle, kehitykselle ja kukoistukselle. Ehdotimme etsivämme sellaisia planeettoja tunnettujen kuumien jupiterien järjestelmistä, mutta jäimme ilman havaintoaikaa, koska aika on yksi tärkeimmistä tieteellisistä resursseista ja sitä annetaan vain parhaista parhaille havaintoprojekteille. Aikaa liikenee vain aniharvoin sellaisille havainnoille, jotka perustuvat pelkkään spekulaatioon, ja siiihen, että edessämme on tieteen ja tuntemattoman rajapinta.
Apuun saapui kuitenkin sattuma. Kuten niin kovin usein tieteessä, onnettomat sattumukset muuttavat havaintoprojekteja ennalta arvaamattomilla tavoilla. Havaintoprojektit voivat mennä pieleen monella tapaa. Ehkäpä instrumentti ei toimi tai sattuu sairastuminen, ja koko projektia ei voida käynnistää. Monenlaiset sääilmiöt, kuten pilvet tai tuuli voivat estää havainnot täysin ennustamattomalla tavalla. Ehkäpä teleskooppi on rakennettu tuliperäiselle alueelle, jolloin läheinen tulivuorenpurkaus tekee havainnoista mahdottomia, kuten joskus käy vaikkapa La Palman observatoriolla Kanariansaarilla. Tai ehkä taivasta peittää sankka metsäpalojen tuottama savu, joka estää tähtitaivaan havaitsemisen kokonaan. Joskus teleskoopin suuntauksessa voi olla ongelmia tai sen kupu voi jumittua niin, että kaavailtuja havaintoja ei voida suorittaa. Silloin saatetaan havaita B-suunnitelmana joitakin toisia kohteita taivaalla. Kepler -avaruusteleskoopin kanssa kuumien jupiterien tutkijat olivat kuitenkin vieläkin onnekkaampia.
Kepler -avaruusteleskoopin gyroskooppien pettäessä tähtitieteilijöille oli selvää, että sen havaintoprojekti oli tullut päätökseen. Teleskoopilla oli havaittu samaa 150 000 tähden täplittämää kaistaletta taivasta, mutta gyroskooppien petettyä instrumenttia ei enää voitu suunnata vakaasti samaan kohtaan taivasta. Gyroskoopit ovat oikeastaan varsin yksinkertaisia laitteita. Ne ovat akselinsa ympäri pyöriviä hyrriä, joiden pyörittäminen yhteen suuntaan saa teleskoopin itsensä kääntymään hitaasti vastakkaiseen suuntaan johtuen pyörimismäärän säilymisestä. Kun käytössä on kolme kohtisuoraan toisiaan vastaan pyörivää gyroskooppia, teleskooppia voi kääntää halutessaan saumattomasti mihin tahansa suuntaan, ja se voidaan esimerkiksi pitää suunnattuna yhteen tiettyyn pisteeseen taivaalla pitkiä aikoja. Vuonna 2012 yksi Keplerin neljästä gyroskoopista kuitenkin rikkoutui. Vain vuotta myöhemmin toinenkin lakkasi toimimasta, jolloin teleskoopin suuntaus ei enää onnistunut.
Ratkaisuna oli vaihtaa havaintostrategiaa ja hylätä aikeet tarkkailla samaa tähtien joukkoa. Nimellä K2 tunnettu uusi havaintoprojekti perustui siihen, että ei edes pyritty tarkkailemaan samaa taivaan kaistaletta, vaan havaittavaa taivaan kohtaa vaihdettiin aina noin kolmen kuukauden välein. Havainnot kärsivät tarkkuudesta, koska teleskooppia ei voitu pitää suunnattuna samaan kohtaan yhtä hyvällä tarkkuudella kuin kolmen gyroskoopin ollessa käytössä, mutta vastapainoksi saatiin havaintosarjoja uusista osista taivasta. Kuumien jupiterien havaitsemiseen tarkkuuden heikkeneminen taas ei juurikaan vaikuttanut, joten tuloksena oli satoja uusia löytöjä, jotka antoivat runsaasti tietoa kuumien jupiterien moninaisuudesta ja yleisyydestä erilaisten tähtien kiertolaisina. Eräs kiinnostava löytö tehtiinkin vuonna 2015, kun K2 teki havaintoja siitä kohdasta taivasta, jossa sijaitsi tunnettu kuuma jupiter WASP-47 b.
Kepler -avaruusteleskoopin tarkkuus mahdollisti pienempienkin planeettojen löydöt. Oli silti yllättävää, että WASP-47 b ei ollutkaan kiertoradallaan yksin, vaan sen kumppanina oli ulompi neptunuksenkokoinen planeetta, joka kiersi tähden vain yhdeksässä päivässä. Se oli siten radallaan hyvin lähellä tähden vain runsaassa neljässä päivässä kiertävää kuumaa jupiteria. Toinen planeetta löytyi sisemmältä radalta — WASP-47 e on vain hiukan Maata suurempi kiviplaneetta, joka kiertää tähden aivan sen pintaa viistäen, vain noin 19 tunnissa. Järjestelmä vaikutti hämmästyttävältä, eikä ollut alkuunkaan selvää miten se oli voinut muodostua. Asiaan ei tuonut helpotusta neljäs planeetta, joka oli sekin jättiläisplaneetta mutta kauempana tähdestä, noin 1.4 AU:n etäisyydellä ja hiukan soikealla radalla. Kuumalle jupiterille tarvittiin siis muodostumismekanismi, joka ei edesauttanut sen sisemmän ja ulomman planeettakumppaniin suistumista radaltaan, ja joka oli mahdollinen toisenkin jättiläisplaneetan ollessa järjestelmässä kauempana tähdestään.
Havaintoa selittämään kehitettiin kolmas muodostumismekanismi. Jos jättiläisplaneetan ydin muodostui kauempana tähdestä, oli mahdollista että migraatioprosessi käynnistyi ennen kuin se kasvoi kaasujättiläiseksi. Silloin planeetta olisi päätynyt tähden lähelle ennen muuttumistaan jättiläiseksi ja kerännyt sitten lopulta vain kaasua itseensä planeettakunnan sisäosissa. Järjestelmän kaksi Daavidia olisivat siten onnistuneet jollakin tavalla välttämään jättiläismäisen kumppaninsa aiheuttaman tuhon. Ehkäpä sisempi, kuuma supermaapallo oli muodostunut varhain ja päätynyt niin lähellä tähteään, että oli säästynyt kaoottisilta radan muutoksilta. Ulompi neptunus taas oli saattanut sekin muodostua jo varhain mutta sen pienemmän ytimen ympärille oli kertynyt vain vähän kaasumaista ainesta massiivisemman naapurinsa kerättyä valtaosan materiasta.
Todennäköisemmältä vaikuttaa kuitenkin planeettojen eriaikainen synty. Jos kaasujättiläiset syntyivät ensin ja päätyivät lähelle nykyisiä sijojaan jo varhain, olisi pienempien planeettojen synty niiden lomaan ollut edelleen mahdollista. Samalla jättiläisplaneettojen mukana kulkeutunut kaasu olisi voinut edesauttaa neptunuksenmassaisen kappaleen syntyä radalle kaasujättiläisten kiertoratojen välissä. On joka tapauksessa selvää, että kaikki kolme syntyprosessia ovat olleet osaltaan tuottamassa sitä havaittujen kuumien jupiterien populaatiota, joka on havaittu lähitähtien kiertoradoilta. Kaikki riippuu vain yksityiskohdista, kuten käsillä olevasta kaasun ja pölyn määrästä, kaasukiekon eliniästä tähden ympärillä, sekä siitä, mitkä protoplaneetat saavuttavat ensimmäisinä riittävän koon haaliakseen itselleen merkittävän kaasuvaipan vetovoimansa avulla. Luultavasti luonto tuottaa kokonaisen jatkumon erilaisia tapoja muodostaa kuumia jupitereita, aivan kuten planeettojen synnyn lopputuotteena on valtaisa kirjo erilaisia planeettoja erilaisissa planeettakunnissa.
Lisää vastaavanlaisia planeettakuntia löytyy edelleen TESS -avaruusteleskoopin suunnattomasta datavirrasta. Vaikka maankaltaisten planeettojen löydöt kuumien jupiterien järjestelmistä tuskin realisoituvat vielä pitkiin aikoihin, on kuitenkin varmaa, ettemme voi aliarvioida mitä luonto nähtäväksemme tuottaa. Vain se tosiasia, ettemme ole havainneet tietynlaisia planeettoja tai planeettakuntia, ei tarkoita, ettei niitä olisi olemassa. Muutoinhan emme olisi koskaan löytäneet sen kummemmin näitä eksoplaneettojen goljatteja kun daavideitakaan.
Viimeinen osa kolmiosaisesta kirjoituksesta liittyen kuumien jupitereiden havaitsemiseen ja yrityksiin ymmärtää miten ne muodostuvat. Kirjoitukseen innoitti Juliette Beckerin teksti ”Bizarre ‘Hot Jupiter’ Planets Keep Surprising Astronomers”, Scientific American -lehdessä.
Vastaa
Kuumien jupiterien jäljillä, osa 2
Vuosien ja vuosikymmenten saatossa Struven ajatukset kuumista jupitereista jäivät unohduksiin, kun tähtitieteilijät jääräpäisesti arvelivat jupiterien olevan omamme tapaan kaukaisilla kiertoradoilla, joilla kiertoajat mitataan meille tutuissa kalenterivuosissa päivien sijaan. Juuri kukaan ei uskonut, että jupitereita voisi löytyä läheltä tähtiään. Yksinkertaiset laskelmat osoittivat vääjäämättä, että aurinkokuntien sisäosissa ei voisi olla riittävästi materiaa jättiläisplaneettojen muodostumiseen, joten niiden etsintä aivan läheltä tähtiään olisi siten ajanhukkaa. Miksi käyttää arvokkaista resursseista arvokkainta, aikaa, sellaisen etsimiseen, jota ei edes voi olla olemassakaan?
Yksi yleisimmistä virheistä, johon ammattitutkijat syyllistyvät, on tehdä ekstrapolointeja perustuen tunnettuihin tosiasioihin ja jättää siksi hedelmälliset tutkimussuunnat koettamatta. Prosessi on monesti alitajuinen, eikä siihen välttämättä liity tietoista päätöstä. Saatamme olla niin tottuneita tuntemiimme yksittäisiin esimerkkeihin, että kukaan ei tule edes ajatelleeksi asioiden voivan olla toisinkin. Aurinkokunnan rakenne on tietenkin yksi sellainen esimerkki, ja sen ajatusmaailmaamme rajoittavat vaikutukset voivat olla merkittäviä. Jos etsimme planeettakuntia kuten Aurinkokunta, etsimme pääasiallisesti jupitereita, jotka ovat kaukana keskustähdestään. Jos taas etsimme maapalloja, valitsemme kohteiksi auringonkaltaisia tähtiä. Niin tekivät monet eksoplaneettatutkijat ja osaltaan juuri siksi ensimmäiset varmennetut havainnot tehtiin vasta 1990-luvulla.
Kun tutkijat sitten havaitsivat kuumien jupiterien olemassaolon Michel Mayorin, Didier Quelozin, Paul Butlerin, Geoffrey Marcyn ja monen muun tutkijan pioneerityön tuloksena, avautui astronomeille tarkasteltavaksi kokonainen uudenlaisten kappaleiden luokka. Kuumat jupiterit olivat aivan erilaisia kuin mihin olimme hierarkisessa planeettakunnassamme tottuneet. Ne olivat planeettoja yhtä kaikki, mutta lähellä tähteään ne kuumenivat valtavasti tähtensä voimakkaassa säteilyssä ja suunnattomat myrskytuulet tasasivat niiden valtaisia lämpötilaeroja valoisan ja pimeän puoliskon välillä. Osa oli niin lähellä, että tähtituuli puhalsi niiden materiaa pitkäksi nauhaksi, joka sitten syöksyi lopulta tähden pintaan saaden planeetat vuotamaan massaansa tähteeensä. Toiset olivat soikeita, koska tähden vuorovesivoimat vaikuttivat planeettojen muotoon tehden niistä malliltaan kuin jättiläismäisiä kananmunia. Oman planeettakuntamme jättiläiset, Jupiter ja Saturnus, ovat suorastaan säyseitä pieniä kaasupalloja monen kuuman jupiterin rinnalla.
Eräs ongelma vain jäi ratkaisematta. Kukaan ei osannut kertoa miten kuumia jupitereita saattoi olla olemassa — nehän eivät voineet syntyä lähellä tähteään. Teoreetikot keksivät kuitenkin nopeassa tahdissa ratkaisuja, jotka vaikuttivat toimivan. Jo varhain keksittiin kaksi mahdollista mekanismia, joilla jupiterit saattaisivat muuttaa tähtiensä lähelle.
Kohti tähteä
Fysiikan lait ovat siitä mainio tutkimuskohde, että jos niiden toiminnan saa selville jossakin tilanteessa, voi luottaa siihen, että tilanteen toistuessa asiat tapahtuvat samalla tavalla. Perustavanlaatuisimmat lait, joita ymmärrämme syvällisimmin kvanttimekaniikan ja yleisen suhteellisuusteorian monimutkaisin matemaattisin kuvauksin, ovat muuttumattomia ja samanlaisia kaikkialla. Fysiikka toimii samalla tavalla nyt ja tulevaisuudessa, lähellä ja kaukana, ja aine ja avaruus noudattavat niiden sääntöjä vääjäämättömällä määrätietoisuudella kaikkialla ja kaikkina aikoina. Vaikka pohjimmiltaan kaiken teoriaa ei vielä olekaan olemassa, vaan kvanttimekaniikka ja suhteellisuusteoria ovat perustavalla tavalla ristiriidassa, ne kuitenkin selittävät ylivoimaisen valtaosan kaikesta, mitä maailmankaikkeudesamme voimme havaita mainiolla tavalla.
Fysiikka taas vaikuttaa tähtitieteessä kaikkeen, mitä edes voidaan tutkia. Fysiikka määrää minkälainen maailmankaikkeus on, millaisia sen rakennuspalikoina toimivat galaksit ovat, ja miten niiden valtaisat tähtien joukot rakentuvat, elävät ja kuolevat. Fysiikka vaikuttaa siihen, millasia planeettoja voi olla olemassa, miten ne syntyvät, ja mitä niille tapahtuu erilaisissa planeettakunnissa. Esimerkiksi valtavat, jupiterinkaltaiset planeetat eivät yksinkertaisesti voi syntyä kuin vain tiettyjen fysikaalisten reunaehtojen puitteissa. Ehdot, kuten liikemäärän ja energian säilymislait tai gravitaatiovoiman toiminta voimana, joka heikkenee suhteessa etäisyyden toiseen potenssiin, ovat takuuvarmasti kontrolloimassa planeettakuntien ja planeettojen syntyä.
Jupiterien syntyyn tarvitaan rittävän suuri protoplaneetta, jotta se kykenee oman vetovoimansa avulla haalimaan itselleen massiivisen kaasuvaipan ratansa ympäristön materiasta. Niiden synty on verrattaen helppoa — tarvitsee vain odottaa miljoonia vuosia, ja jotkin nuorta tähteä kiertävistä protoplaneetoista kyllä lopulta saavuttavat riittävän koon, mikäli esimerkiksi tähtikumppanit eivät häiritse niiden muodostumista ja massaa vain on riittävästi. Protoplaneetat syntyvät hiljalleen pölyhiukkasten ja lopulta suurempien kappaleiden törmätessä toisiinsa, joten siihen ei kelpaa kaasumainen vety ja helium, joita protoplanetaarisissa kiekoissa on alussa runsaasti. Kaasua kyllä tarvitaan myöhemmin, kun protoplaneetan vetovoima ottaa vallan ja ryhtyy kasaamaan itselleen kaasuvaippaa kertymäkiekon kaasusta.
Jupiterien synnyssä on rajoittavana tekijänä aluksi pölyn määrä ja lopuksi protoplaneettojen radan ympäristössä olevan kaasun määrä. Molempia on puolestaan saatavilla niin kutsutun lumirajan takana, eli etäisyydellä, jossa vesi on kiinteänä tähden säteilyn ollessa heikompaa ja estäen veden höyrystymisen. Silloin myös pölyä on runsaammin, ja jättiläisplaneettojen ytimet voivat muodostua jään ja silikaattien seoksesta. Mutta miten jupiterinkaltainen jättiläinen saataisiin muuttamaan aivan lähelle tähteään kaukaa, nuoren planeettakunnan ulko-osista? Jo varhain, vain vuosi ensimmäisen kuuman Jupiterin löydön jälkeen, Douglas Lin, yhdysvaltalais-kiinalainen astrofyysikko, ehdotti soveltuvaa fysikaalista mekanismia. Hänen vastauksensa oli kitka.
Syntyessään valtavat kaasuplaneetat ovat kaasumaisen kertymäkiekon tasossa ja siten kaasun ympäröiminä. Jos eivät olisi, vaan kaasu olisi jo ehtinyt haihtua avaruuteen voimakkaan tähtituulen myötä, eivät jättiläismäiset kaasuplaneetat voisi edes muodostua. Jos jupitereita siis syntyy, ne ovat vääjäämättä kaasun ympäröiminä. Kaasukiekkoon hautautunut jättiläisplaneetta kokee kuitenkin radallaan liikkuessaan kitkaa, joka varastaa siltä hiljalleen liike-energiaa. Hidastuminen taas saa sen putoamaan syvemmälle tähtensä vetovoimakaivoon, jolloin sen ratanopeus paradoksaalisesti kasvaa mutta se siirtyy lähemmäs tähteään. Mekanismi kuitenkin tarjoaa mainion selitysmallin kuumien jupiterien synnylle. Ne muodostuvat Aurinkokunnan jättiläisplaneettojen tapaan kaukana, planeettakunnan ulko-osissa, mutta yksinkertaisesti siirtyvät lähelle tähteään myöhemmin, koska rataliikkeen energia vähenee kitkan vaikutuksen vuoksi. Mekanismia kutsutaan ”tyypin I migraatioksi”, koska pian kävi ilmi sekin, että planeetat voivat muuttaa lähelle tähtiään muillakin mekanismeilla.
Ensin tarvittiin kuitenkin riittävä määrä havaintoja kuumista jupitereista, jotta voitiin tutkia tarkemmin niiden tilastollisia ominaisuuksia ja siten syntyprosesseja. Vaikka ensimmäisistä tunnetuista eksoplaneetoista moni olikin juuri eksoottinen 51 Pegasi b:n kaltainen kuuma jupiteri, vasta Kepler-avaruusteleskoopin tulokset ja tuhannet planeettalöydöt auttoivat vastaamaan planeettatyypin muodostumiseen liittyviin kysymyksiin. Tuloksista paljastui eräs kiinnostava yksityiskohta — kuumat jupiterit olivat yksinäisiä planeettoja. Niillä ei ollut planeettasisaruksia lainkaan. Se vaikutti odottamattomalta siinä kontekstissa, että planeettoja tuntui olevan kaikkialla joukoittain. Usean planeetan järjestelmät paljastuivat erittäin yleisiksi mutta kuumat jupiterit olivat yksinäisiä. Rauhallinen muuttoliike lähellä tähteä kaasukiekon kitkan vaikutuksesta ei kuitenkaan olisi hävittänyt järjestelmän kaikkia muita planeettoja, vaikka olisikin saattanut suistaa sisemmät kiviplaneetat radoiltaan.
Siksi tutkijat ehdottivat toista, väkivaltaisempaa mekanismia kuumien jupiterien synnylle. Vuorovesimigraatio, tai tyypin II migraatio, pyrki selittämään havaintoja olettamalla, että kaasukiekko on ohut ja sen kitka ei riitä liikuttamaa jupitereita syntysijoiltaan paljoakaan. Kun kaasu sitten poistuu tähden fuusioreaktioiden ja tähtituulen kunnolla käynnistyttyä, planeettoihin vaikuttavat enää vain toistensa vetovoimat. Kaasun kitkalla on kuitenkin toinenkin merkitys. Se estää planeettojen ratoja muuttumasta soikeiksi ja pyrkii pyöristämään ne täydellisiksi ympyröiksi. Vastaavasti, planeettojenväliset vetovoimat pyrkivät pumppaamaan soikeutta suuremmaksi jokaisella ratakierroksella. Kaasun poistuttua planeettojen ratojen soikeus pääsee siis kasvamaan merkittäväksi ja sillä on seurauksensa.
Jupiterin päätyessä soikeammalle radalle, sen vetovoimavaikutukset lähimpiin toisiin planeettoihin kasvavat suuremmiksi. Kun soikeus vain kasvaa, jupiterit suistavat naapuriplaneetat radoiltaan ja heittävät ne ulos planeettakunnasta tai törmäyskursille itsensä tai tähtensä kanssa. Syntyy eksentristen jupiterien planeettaluokka, jonka edustajia on niinikään havaittu useita kiertämässä lähitähtiä. Kun eksentrisyys kasvaa suureksi, planeetta käy joka ratakierroksella tähden lähellä sisemmässä planeettakunnassa ennen palaamistaa kauemmas tähdestään.
Tähden vetovoima kuitenkin vaikuttaa myös. Jokainen vierailu tähden lähelle saa planeetan menettämään hiukan liike-energiaansa. Menettäessään liike-energiaa tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta, planeetta ei siten enää onnistukaan pakenemaan radallaan niin kauaksi tähdestä ja sen gravitaatiokaivosta, jolloin sen radan kauimmaisin piste siirtyy lähemmäksi. Rata tähden ympäri siis kutistuu, mutta samalla sen soikeus vähenee. Lopputuloksena kuuma jupiter on syntynyt ja se kiertää tähteään aivan sen lähellä, lähes täydellisellä ympyräradalla.
Se, kumpi migraation tyypeistä on pääroolissa riippuu kaasukiekon eliniästä ja planeettojen muodostumisnopeudesta. Jos jupiterit ehtivät muodostua kiekon vielä ollessa voimissaan, ne voivat muuttaa lähelle tähteään kitkavoimien vaikutuksesta. Jos taas kaasukiekko haihtuu ennen kuin planeetat ovat ehtineet kauaksi syntysijoiltaan, voivat planeettojen väliset vuorovaikutukset ryhtyä kasvattamaan eksentrisyyksiä ja tuottaa kuumia jupitereita planeettojen menettäessä liike-energiaansa tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta. Mekanismeista molemmat voivat lisäksi vaikuttaa samoihin planeettoihin — kyse ei ole toisensa poissulkevista mekanismeista, vaan jotkut kuumat jupiterit saattavat päätyä tähtensä lähelle molempien efektien vaikutuksesta. Havaittavia eroja syntyy lähinnä prosessin vaikutuksesta muihin planeettakunnan kappaleisiin. Jos jättiläisplaneetan radan ensentrisyys pääsee kasvamaan suureksi, sen vetovoima suistaa taatusti muut planeettakunnan kappaleet radoiltaa ja se päätyy tähtensä ainoaksi kiertolaiseksi. Siksi tyypin II migraation ajateltiin selittävän kuumien jupiterien synnyn luotettavasti — yhdeltäkään niistä kun ei tunnettu planeettakumppaneita.
Kunnes tähtitieteilijät löysivät sellaisia vuonna 2015.
Toinen osa kolmiosaisesta kirjoituksesta liittyen kuumien jupitereiden havaitsemiseen ja yrityksiin ymmärtää miten ne muodostuvat. Kirjoitukseen innoitti Juliette Beckerin teksti ”Bizarre ‘Hot Jupiter’ Planets Keep Surprising Astronomers”, Scientific American -lehdessä.
Hyvä kirjoitus!