Eksoplaneetta hukassa

Tunnettua materiaa tiheämmät asteroidit — fantastisen pseudotieteen anatomia

6.11.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Tähtitiede

Jos se kuulostaa fantastisen uskomattomalta, se luultavasti on niin fantastista, että kyse on todellakin fantasiasta. Tieteen popularisoinnissa mitä hulluimpia väitteitä päätyy ajoittain kiertoon, ja on toisinaan vaikeaa ymmärtää miksi. Tieteen populaarijulkaisuja tietenkin sitovat markkinoiden armottomat lait, ja lukijoita sekä maksajia saa eniten, jos kykenee tarjoamaan jotakin huomiota herättävää. Toisinaan vain pyritään herättämään huomiota tarjoamalla villejä spekulaatioita varmennetun tieteen sijaan, ja samalla tehdään karhunpalvelus niin tieteelle kuin omalle uskottavuudellekin.

Muistamme mainiosti ajoittaiset spekuloinnit siitä, onko maanulkopuolista elämää löydetty milloin joltakin eksoplaneetalta, milloin vaikkapa Venuksen kaasukehästä. Niiden kohdalla kyse on tyypillisesti siitä, että tutkijat ovat saaneet viitteitä biomarkkerista, eli jonkinlaisesta elämän aineenvaihduntatuotteeksi tulkitusta molekyylistä planeetan kaasukehässä. Tyypillisesti asiasta uutisoidaan dramaattisin sanankääntein mutta tieteellisesti tarkasteltuna merkit molekyylistä jäävät varmentamatta ja sen rooli merkkinä elävistä organismeista pysyy niin ikään pelkkänä spekulaationa.

Aivan samoin spekuloidaan ajoittain myös havainnoilla vieraista teknisistä sivilisaatioista, koska mikäpä olisi kiinnostavampaa kuin fantastiset merkit lentävillä lautasilla liikkuvista muukalaisista. Kuulemme esimerkiksi arvioita huikean spekulatiivisista vieraiden teknisten sivilisaatioiden määristä — olisi uskomattoman fantastista, jos vailla havaintoja asiasta voisimme laskea niitä olevan 36 omassa galaksissamme. Silti sellaisiakin tuloksia ajoittain uutisoidaan perustuen jonkin tieteellisen artikkelin hataraan arvioon. Toisinaan havaitaan jonkinlainen signaali, jonka määritetään olevan teknisen sivilisaation tuottama. Uutisiin asia tietenkin päätyy, jos signaali tulee esimerkiksi lähimmän tunnetun eksoplaneettakunnan, Proxima Centaurin järjestelmän, suunnasta, mutta kyse on aina oman sivilisaatiomme tuottamasta signaalista, vaikka sen alkuperä jäisikin hämärän peittoon. Tieteellisesti tarkasteltuna olemme yksin. Ei ole merkkejä vieraiden teknisten sivilisaatioiden vierailuista planeetallamme eikä sellaisia merkkejä ole havaittu koko aurinkokunnastamme.

Hulluimmillaan julkisuudessa esiintyy alkuperältään ikivanhoja spekulaatioita jopa siitä, että jaksottaisia pandemioita aiheutuisikin virusten saapuminen planeetallemme ohikulkevien komeettojen mukana. Sivuuttaen evoluutiobiologia, orgaaninen kemia, säteilyfysiikka ja monta muuta tieteenalaa, sekä se, ettei asialle ole minkäänlaista todistusaineistoa, on sittenkin suorastaan hurjaa, että joku uskoo fantastisia ajatuksia komeettojen tuomista viruksista sen sijaan, että suostuisi myöntämään ihmistoiminnan olevan pandemioiden syy. Häiritessämme ja muokatessamme planeettamme biosfääriä päästämme samalla taudinaiheuttajia valloilleen kiihtyvällä vauhdilla. Emme tarvitse komeettoja tai muita taivaallisia, suorastaan keskiaikaisia selityksiä vitsauksillemme.

Sittenkin, leukani oli loksahtaa sijoiltaan ja kahvini läikkyä näppäimistölle nähdessäni tuoreimman fantastisuuden populaaritieteen saralla. Lähiasteroidin vihjattiin koostuvan tuntemattomasta, kaikkia tunnettuja alkuaineita raskaammasta materiasta. En ensin tiennyt edes mitä sanoa, koska mieleni täyttivät kysymykset siitä kenelle moinen tulisi edes mieleen. Päätin kuitenkin taivastelun sijaan katsoa tarkemmin, mistä tällaiset fantasiat oikein ovat peräisin.

Ultratiheät asteroidit

Oletetaan huvin vuoksi, että on olemassa asteroidi, jonka tiheys on niin suuri, ettei mikään tunnettu alkuaine riitä selittämään sen pieneen tilavuuteen pakattua valtavaa massaa. Voimme luonnollisesti sivuuttaa nopeasti hajoavat radioaktiiviset aineet, ja olettaa asteroidin koostuvan stabiileista alkuaineista. Aiemmin raskaimpana, stabiilina alkuaineena pidetty vismutti paljastui epästabiiliksi, vaikkakin sen puoliintumisaika on maailmankaikkeuden ikää pidempi. Se kuitenkin havaittavasti hajoaa, joten raskaimman stabiilin atomin kruunu asettuu lyijylle, jonka tiheys 11.3 grammaa kuutiosenttiä kohden tarjoaa siten konkreettisen ylärajan myös havaittavalle aineelle lukuunottamatta kovassa paineessa ja lämpötilassa puristunutta materiaa tähtitieteellisissä kohteissa.

Jotta asteroidi koostuisi edes lyijystä, olisi oltava jokin mekanismi, jolla suuri määrä lyijyä päätyy muodostamaan kokonaisen havaittavissa olevan tähtitieteellisen kappaleen. Huomioiden, että aurinkokunnassa esiintyy lyijyä vain 0.1 osaa miljardista (ppb), olisi suorastaan fantastisen uskomatonta, että muodostuisi asteroidi, joka koostuisi edes merkittävältä osaltaan lyijystä. Asteroidi voi toki olla jonkin muinaisen planeetan palanen, joka on päätynyt avaruuteen valtavassa kosmisessa törmäyksessä. Silloinkin olisi hurjan fantastista, että se koostuisi merkittävästi lyijystä huomioiden, että edes omalla planeetallamme lyijyä ei ole kuin hiukan sen ollessa maankuoressa 38. yleisin alkuainen ja esiintyessä pitoisuuksissa 14 miljoonasosaa (ppm). Voimme siten katsoa, että lyijystä merkittävästi koostuvia asteroideja ei ole olemassa. Yleisempää rautaa (7.9 grammaa kuutiosenttiä kohden) merkittävästi sisältäviä asteroideja sen sijaan on runsain mitoin avaruudessa. Niiden pudotessa maanpinnalle, voi jäädä jäljelle rautameteoriitteja mutta avaruudessa niiden tiheys on tyypillisesti luokkaa 3-4 grammaa kuutiosenttiä kohden, joten valtaosa niiden materiasta on rautaa keveämpiä alkuaineita.

Jos siis jo yleisintä raskaammista metalleista, rautaa, on vaikeaa saada avaruudessa muodostamaan asteroideja, on vielä huikean paljon fantastisempaa ajatella, että voisi olla jostakin tuntemattomasta, raskaasta alkuaineesta merkittävissä määrin koostuvia asteroideja. Jos sellaista alkuainetta olisi asteroidin muodostumiseen vaadittavia määriä, kyse olisi jonkin muinaisen protoplaneetan sisäosien tiheämmästä aineksesta koostuvasta metalliasteroidista. Ja silloin kyseistä metallia olisi runsain määrin myös omalla planeetallamme ja tuntisimme sen ominaisuudet sen ollessa osana alkuaineiden jaksollista järjestelmää. Samat luonnonlait pätevät tietenkin muissakin aurinkokunnissa, eikä ultratiheä asteroidi voisi olla niistäkään peräisin oleva luonnonoikku.

Mistä fantastinen väite asteroidien tuntemattomista raskaista alkuaineista on siis peräisin? Tiedeuutisissa esiintyy Johann Rafelski, sekä maininta hänen tutkimuksestaan. Kyse on Arizonan yliopiston ydinfysiikan professorista, joten lähdettä ei ainakaan suoralta kädeltä voi tyrmätä epäluotettavana. Hän toteaa, että jos asteroideissa tosiaan esiintyy supertiheitä alkuaineita, herää lukuisia kysymyksiä miten alkuaineet ovat muodostuneet ja miksi niitä ei ole havaittu muualla kuin asteroideissa. Ne ovatkin tosiaan hyviä kysymyksiä mutta mistä on peräisin ajatus tunnettuja alkuaineita raskaammista aineista asteroideissa?

Uutisessa puhutaan edelleen kompaktien, ultratiheiden kohteiden luokasta ja yhtenä esimerkkinä mainitaan asteroidi 33 Polyhymnia. Sen tiheydeksi on mitattu peräti 75 grammaa kuutiosenttiä kohti, perustuen mittauksiin sen vetovoiman vaikutuksesta toisten asteroidien ratoihin. Vaikka arvion ilmoitettu epävarmuus on noin 10 grammaa kuutiosenttiä kohti, on tosiaankin selvää, että mikään tunnettu alkuaine tai niiden yhdistelmä ei voi selittää kymmentä kertaa rautaa tiheämpää lukuarvoa. Vastaavia, poikkeuksellisen suuria tiheyksiä on raportoitu myös muille asteroideille, ja ne on tavallisesti vain kuitattu virheellisiksi mittauksiksi. Uusissa arvioissa saman asteroidin tiheydeksi on saatu 4-12 grammaa kuutiosenttiä kohti, jolloin arvio on virhe huomioiden yhteensopiva tyypillisten rautapitoisten asterodien kanssa. Emme siis tarvitse uusia alkuaineita asteroidin tiheyden selittämiseen — mittavirhe riittää selittämään yksittäisen fantastisen lukeman. Vastaavia tuloksia on saatu myös muille ultratiheiksi kohteiksi virheellisesti kuvatuille asteroideille.

Tässä kohdassa kuvaan kuitenkin astuu herra Rafelski. Hänen julkaisunsa (konferenssijulkaisu) vuodelta 2013 tarkastelee nimenomaan kompakteja, ultratiheitä kohteita. Siinä lähdetään tarkastelemaan voisiko pimeä aine kaikkialla ympärillämme selittyä tuntemattomalla alkuaineella, joka tekisi joistakin aurinkokunnan kappaleista poikkeuksellisen raskaita. Teksti on kokoelma anekdootteja hiukkasfysiikasta, asteroideista ja niiden aiheuttamista kraatereista aurinkokunnan kappaleissa, sekä koko galaksistamme, ja näiden anekdoottien ympärille punotaan kertomus kompakteista, ultratiheistä kohteista, vaikkei sellaisia edes todellisuudessa tarvita selittämään yhtään mitään. Kyseessä on siis yksittäisen fyysikon tajunnanvirta, jossa hypitään oman osaamisalan ulkopuolelle. Sama professori on julkaissut kuluvana vuonna kirjoituksen, joka keskittyy vain asteroideihin, ja ehdottaa jopa ultratiheiden kohteiden olevan mainioita paikkoja kaivostoiminnalle. Kirjoitus perustuu hänen kahden kollegansa kanssa kirjoittamaan ydinfysiikan alan artikkeliin, jossa tarkastellaan mahdollisuutta selittää ultratiheiden asteroidien luonne raskailla alkuaineilla. Kyse on siten vain spekuloinnista, mikä ei tietenkään ole tieteessä kiellettyä. Todellisuutta se vain ei kuvaa, koska asteroidien suuria havaittuja tiheyksiä selittävät hankalassa massan mittauksessa tehdyt virheet.

Ajatukset ultratiheistä asteroideista ja tunnettuja alkuaineita raskaammista atomeista ovat tietenkin kiinnostavia siksi, että ne olisivat valtavan suuria löytöjä pitäessään paikkansa. Ydinfyysikot ovatkin pitkään etsineen niin sanottua stabiilien ydinten saareketta jossakin tunnettuja atomiytimiä raskaampien aineiden tuntemattomilla vesillä. Sellaisesta ei ole konkreettista todistusaineistoa, vain teoreettisia spekulaatioita, mutta vaikka sellaisia atomeita olisikin olemassa, on siitä vielä pitkä matka ultratiheiden asteroidien koostumuksen selittäjäksi. Niin pitkä, että joutunemme tyytymään tähtitieteelliseen selitykseen. Siis siihen, että asteroidien aikaansaama vetovoima ja siten niiden massat on arvioitu väärin, syystä taikka toisesta.

---

Kuten kaikki fantastiset tieteelliset väitteet, myös ajatus ultratiheiden asteroidien eksoottisesta koostumuksesta on nopeasti heitetty historian romukoppaan jo pintapuolisella todistusaineiston tarkastelulla. Julkaistut kirjoitukset ja tieteen popularisoinnit eivät kuitenkaan katoa mihinkään, vaan jäävät tyypillisesti elämään omaa elämäänsä jonnekin tieteen ja tieteiskirjallisuuden välimaastoon. Siellä ne sitten joko hiipuvat hiljaa unohduksiin tai ponnistavat uudelleen pinnalle uusien sensaatiohakuisten tieteen popularisointien ja tulkintojen myötä. On kuitenkin mitä luultavimmin niin, että fantastisten spekulointien ja muun suoranaisen pseudotieteen määrä on suoraan verrannollinen kunnollisen, luotettavan ja kritiikkiä kestävän tieteen määrään. Sitä taas tuotetaan nykyisellään enemmän kuin koskaan ennen ihmiskunnan historiassa.

Tavallisten ihmisten epätavallinen toimistotyö

1.11.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Tähtitiede

”Et sinä näytä tähtitieteilijältä.”

Mitä kummaa sellaiseen toteamukseen vastaisi?

En varmastikaan näytä sellaiselta kuin tähtitieteilijöistä populaarikulttuuriin luodut stereotypiat antavat ymmärtää. Ne vanhat, observatorioitaan hallitsevat valkotakkiset miehet, joilla on silmälasit ja tukka sekaisin, ja joiksi tähtitieteilijät tyypillisesti kuvataan, ovat vain Hollywoodin luoma illuusio paljon monimuotoisemmasta todellisuudesta. Jopa television dokumenteissa tähtitieteilijä saatetaan esitellä poikkeavana, tähtitieteilijöiden stereotypioita rikkovana ja siksi kiinnostavana hahmona, jos hän erottuu joukosta ulkonäkönsä vuoksi. Asia näkyi tuoreeltaan YLE:n Areenassa katsottavissa olevassa mainiossa dokumentissa Etsimässä planeetta yhdeksää (joka joidenkin arvioiden mukaan on jo saattanut löytyä). Tähtitieteilijät Chad Trujillo ja Mike Brown esiteltiin puhumalla heidän meriiteistään ja löydöistään. He sopivatkin hillityssa olemuksessaan ja kauluspaidoissaan, harmaantuneissa tukissaan, sekä Brownin tapauksessa silmälaseissaan, stereotypioiden sisälle. Mutta nuori, mustiin pukeutuva ja rullalaudalla toimistoonsa tullut kollega Konstantin Batygin, kuvattiin vaihtoehtorockin kuuntelijana ja thainyrkkeilijänä, vaikka ne tuskin määrittävät sitä, mitä hänellä on tähtitieteestä sanottavanaan.

Mutta mitä tähtitieteilijöiden on soveliasta harrastaa ja miltä heidän tulisi näyttää? Olenko vakuuttava tähtitieteilijänä entisenä rock-muusikkona, mustassa kynsilakassa, pitkän tukkani pipolla peittäessäni ja viettäessäni vapaa-aikani biljardisalilla? Stereotypioista sovin varsin huonosti niihin, joita on viljelty kautta aikojen jo lastenohjelmista lähtien, kun tutkijat kuvataan kaikenlaisina tohtorisykeröinä ja muina harmaahapsisina kaukoputkeen tuijottavina setinä. Sanasta tutkija ihmisille ylipäätään tulee mieleen klassikkokuvat eräästä hyvinkin tunnetusta, edesmenneestä harmaantuneesta ja pörrötukkaisesta miehestä. Einsteinin ulkonäkö on suorastaan syöpynyt kollektiiviseen tajuntaamme kuvaukseksi tutkijoiden ja siten samalla tähtitieteilijöiden ulkomuodosta, ja vahvistusharha ja populaarikulttuuri hoitavat loput. Suomessa Esko Valtaoja sopii stereotypiaan niin mainiosti, että valtaosalle suomalaisista tuottaa vaikeuksia edes nimetä ketään muita tieteentekijöitä ainoaltakaan alalta.

On selvää, että tähtitieteilijät ovat vain tavallisia ihmisiä, vaikkakin toimivat yhdessä harvinaisimmista ammateista. Arviolta vain astronauttien ammattikuntaan kuuluu selvästi vähemmän ihmisiä maailmassa. Tähtitieteilijöitä on silti likimain joka maassa ja jokaisella mantereella, he ovat kaikennäköisiä ja kaikenlaisia, ja heitä on mahdoton erottaa muista ihmisistä ennen kuin keskustelee heidän kanssaan. Ja silloin kannattaa istua kuuntelemaan. Käytännössä jokainen tähtitieteilijä kertoo kysyttäessä enemmän kuin innoissaan tähtitieteestä, avaruudesta ja sen kohteista, sekä tietenkin omasta tutkimuksestaan.

---

Tähtitieteilijöiden työtä, sitä leipämme tuottavaa toimintaa, on erityisen vaikeaa kuvailla asiasta kyseleville pinttyneiden stereotyyppisten näkemysten vuoksi. Vanhassa vitsissä sanotaan, miten baarikeskustelussa toinen osapuoli kertoo olevansa astronomi ja toinen vastaa siihen innostuneena olevansa vaaka. Se ei kuitenkaan ole vitsi, koska vastaaviin tilanteisiin joutuu tämän tästä ravintoloissa, lentokoneissa, tai muissa paikoissa, joissa ihmiset käyvät tuntemattomien kanssa keskustelua istuessaan lähekkäin. Astrologia ja astronomia nyt vain menevät helposti sekaisin, sillä kaikki eivät ole niin kiiinnostuneita taivaallisista kohteista.

Toisin kuin stereotyyppisesti ajatellaan, modernin ajan tähtitieteilijät eivät juurikaan vilkuile kaukoputkiinsa tai edes vieraile teleskoopeilla kuin vain harvoin, jos silloinkaan. Uusimmat instrumentit ovat pitkälle robotisoituja, ja vaikka koko havaintoprojekti ei olisikaan automatisoitu alusta loppuun asti, on teleskooppeja tyypillisesti mahdollista ohjata etäyhteyden välityksellä. Monessa observatoriossa on käytäntönä, että tähtitieteilijät vain esittävät suunnitelmansa havaintoprojektiksi, ja jos se valitaan toteutettavaksi useiden suunnitelmien joukosta, havainnot tekee teleskoopin operoimiseen erikoistunut joukko teknikkoja ja teleskooppioperaattoreita. Esimerkiksi avaruusteleskooppien kontrollikeskuksiin, ohjelmisto- ja avaruustekniikkainsinöörien sekaan, tähtitieteilijöillä ei tyypillisesti ole mitään asiaa, joten käytäntönä on asettaa havainnot elektronisiin arkistoihin jokaisen tutkijan saataville pienellä viiveellä. Havaintosuunnitelman tehneet tutkijat saavat normaalisti etuoikeuden havaintoihin vuoden ajaksi ja sen jälkeen niitä voi käyttää omiin tutkimuksiinsa kuka tahansa.

Tähtitieteilijät kyllä toisinaan harrastavat taivaan kohteiden satunnaista tarkkailua omilla pienillä kaukoputkillaan. Se on ymmärrettävästi kohtalaisen suosittu harrastus alan tutkijoiden keskuudessa. Läheskään kaikki tähtitieteilijät eivät kuitenkaan ole tähtiharrastajia tai edes havaitsijoita, vaan joukkoon mahtuu data-analyysiin, tilastotieteeseen ja tieteelliseen laskentaan erikoistuneita tutkijoita (kuten allekirjoittanut), sekä monenlaisia teoreetikkoja, laskelmien ja simulaatioiden parissa työskenteleviä tutkijoita, jotka kyllä tekevät yhteistyötä havaitsijoiden kanssa mutta jotka eivät aina edes osaisi käyttää ainuttakaan teleskooppia, vaikka niiden toiminnan perusperiaatteet tuntevatkin.

Tähtikuvioiden tuntemus on toinen yleinen tähtitieteilijöistä vastaan tuleva myytti. Subjektiivisten, kuvitteellisten viivojen vetäminen eri tähtien välille on vain yksi ihmisaivojen sisäänrakennettua hahmontunnistusalgoritmia miellyttävä valinta, jolle ei ole sen kummempia perusteita kuin historian perinteet. Tähtitieteilijöille tähtikuvioilla ei ole mitään merkitystä eikä niiden tuntemus edes ole alkuunkaan tavallista alan tutkijoiden keskuudessa. Havaittavien kohteiden paikat taivaalla ovat tietenkin mitä oleellisimmassa roolissa, koska havaintoja voi tehdä vain pois päin Auringosta (eli yöllä) ja riittävän kaukana vaikkapa täydestä kuusta, jotta herkät instrumentit eivät vahingoittuisi liiasta valosta. Lisäksi tähdet näkyvät vain osan aikaa taivaalla johtuen Maan pyörimisestä ja havaitsijan sijainnista planeettamme pinnalla, joten oleellisessa roolissa ovat tähden koordinaatit, joiden perusteella voidaan laskea sen havaittavuus pitkälle tulevaisuuteen.

Tähtikuviot voivat kuitenkin olla käytännön sivuroolissa, kun koetetaan selvittää lehdistötiedotteissa suurelle yleisölle missä päin taivasta koordinaattien numerosarjaa 14 29 42.9461 -62 40 46.1647 vastaava tähti sijaitsee (kyse on lähitähdestä Gliese 551, joka tunnetaan myös nimellä Proxima Centauri). Silloinkin kyse on kuitenkin vain värikynän käytöstä tiedotteen ja tiedeuutisen saamiseksi lähestyttävämmäksi suurelle yleisölle.

Mitä tähtitieteilijät sitten tyypillisesti tekevät? Itselläni on kannettavalla tietokoneellani työskennellessäni käsillä verkkoselain tiedonhakuun ja kirjoittamiseen, sekä kommunikointiin kollegoideni ja opiskelijoideni kanssa. Tyypillinen kommunikointi tapahtuu tylsästi sähköpostitse, jotta eri aikavyöhykkeille levittäytyneet modernit tutkimusryhmät voisivat kommunikoida jokaiselle sopivalla tavalla ja temmolla ja jotta kommunikoinnista jää aina merkintä yksityiskohtien tarkistamiseksi jälkikäteen. Kirjoitamme artikkeleita, havaintoaika- ja rahoitushakemuksia, valmistelemme esitelmiä seminaareihin ja luennoille, sekä kirjoitamme luentokokonaisuuksia ja jopa oppikirjoja sekä monenlaista tieteen popularisointia kuten tämäkin blogiteksti osoittaa.

Kirjoitan kannettavallani sivutolkulla tietokonekoodia erilaisiin tarkoituksiin simulaatioista data-analyysiin, kuvien tuottamiseen ja käsittelyyn ja muuhun aineistojen graafiseen visualisointiin. Tyypillisesti valmiita tietokoneohjelmistoja niihin hyvin tarkkaan rajattuihin tarkoituksiin, joita tieteenalalla tulee vastaan, ei ole olemassa, joten likimain kaikki on kirjoitettava itse tarkoituksenmukaisilla ohjelmointikielillä. Tieteellistä laskentaa varten on tietenkin myös käytävä tarkasti läpi tarvittavat yhtälöt ja niihin liittyvä matematiikka, jotta voidaan varmistua koodiksi kirjoitettujen algoritmien laskevan tarvittavat asiat oikein. Se tarkoittaa käytännössä kynään ja paperiin tarttumista ja yhtälöiden pyörittelyä sopiviin muotoihin laskennan helpottamiseksi tai uusien laskentamenetelmien kehittämiseksi.

Matematiikkaa tarvitaan joka tapauksessa runsaasti, koska tähtitieteessä, jonka fysiikaksi kutsuttu osa-alue on vastuussa valtavasta määrästä käsillämme olevaa teknologiaa, käsitellään matemaattisesti mallinnettavissa olevia tutkimuskohteita. Mallinnamme tähtiä, planeettakuntia ja universumia. Laskemme miten tähdet toimivat, miten planeetat liikkuvat, ja miten galaksit pyörivät oman vetovoimansa vaikutuksen alaisena. Laskemme miten maailmankaikkeus laajenee ja koetamme arvioida minkälainen se on ollut varhaisempina aikoina. Tai oikeammin, annamme maailman tehokkaimmille tietokoneille ohjeet, miten laskut suoritetaan ja sitten vain odotamme tuloksia.

Oleellisessa roolissa tähtitieteilijän työssä on myös opetus. Opetamme luennoilla ja laskuharjoituksissa, ohjaamme kandidaatin ja maisterin töitä sekä väitöskirjoja. Teemme yhteistyötä eri tasoilla opintojaan suorittavien opiskelijoiden kanssa ja koulutamme heistä itse tutkimusprojektiemme tarvitseman työvoiman, koska kukaan muukaan ei sitä tutkimukseen vaadittavaa osaamista voi tarjota kuin alan tutkija itse. Haemme rahoitusta itsemme lisäksi opiskelijoillemme, ja toimimme esihenkilöinä ja mentoreina. Lisäksi osallistumme laitoksen, tiedekunnan ja lopultakin yliopiston toimintojen pyörittämiseen monella tapaa lähtien laitos- ja tiedekuntaneuvostoista ja päätyen erilaisiin seminaareihin ja keskustelutilaisuuksiin, joissa suunnitellaan tulevaa ja informoidaan muita.

Toimimme myös kansainvälisesti tieteen eturintamassa. Käymme konferensseissa ja kokouksissa puhumassa ja esitelmöimässä, verkostoidumme ja suunnittelemme tulevia yhteistyöprojekteja. Tarkastamme kollegoidemme artikkeleita toimien vertaisarvioitsijoina ja hyväksymme parhaimmat tutkimukset julkaistavaksi kun taas heikommille suorituksille annetaan armotonta kritiikkiä vailla suosituksia sen julkaisuun. Arvioimme myös monenlaisia rahoitushakemuksia ja tietenkin sitä, mihin havaintoprojekteihin suurten teleskooppien arvokas havaintoaika jaetaan. Kaiken sen lisäksi kommentoimme erikoisosaamisalueemme tuloksia julkisuudessa ja pyrimme jakamaan tietoa myös suurelle yleisölle yliopistoinstituution kolmannen tehtävän mukaisesti, vaikka siihen ei koskaan olekaan suotu minkäänlaisia resursseja.

---

Lopultakin tähtitieteilijän työ näyttäytyy ulkopuoliselle seuraajalle lähinnä tylsänä toimistotyönä, jota tekevät niin kokeneet tutkijat yliopistojen toimistoissa kuin opiskelijat, nuoremmat tutkijat ja muut akateemiset nomadit aivan huomaamatta kodeissa, kahviloissa tai vaikkapa kirjastoissa. Tähtitieteilijät tekevät tutkimustaan päämäärätietoisesti, hitaasti edistyen, vailla populaarikulttuurin täyttämiä kuvauksia heureka -hetkistä, joissa tehdään hetkessä mullistava havainto. Todellisuudessa asiat tapahtuvat verkkaisesti ja tieto karttuu hiljalleen, ja jossain vaiheessa vain ylitetään se raja, kun jotakin merkittävää löytöä voidaan sanoa tilastollisesti merkitseväksi. Ja silloinkaan ei korkata shampanjapulloja, vaan jatketaan puurtamista, lukemista, kirjoittamista ja sen sellaista, tuloksen tieteellisten kriteerien mukaista raportointia silmällä pitäen.

Alku kuin tähdillä — osa planeetoista syntyy romahtavista kaasupilvistä

9.10.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

Puhuttaessa planeettojen synnystä, tutkijoilla on pitkään ollut oleellisesti kaksi erilaista, ajoittain kilpailevaa näkemystä siitä, millä mekanismeilla synty tapahtuu. Oleellista on, aloitetaanko mittakaava-asteikon ala- vai yläosasta. ”Alhaalta ylös” -mekanismilla tarkoitetaan planeettojen muodostumista pienemmistä kappaleista. Aluksi pölyhiukkaset törmäilevät ja takertuvat toisiinsa nuorta tähteä ympäröivässä kertymäkiekoksi kutsutussa rakennelmassa, ja kasvavat hiljalleen lopulta kilometrien kokoisiksi kunnes niiden omat vetovoimat ryhtyvät vaikuttamaan viereisillä radoilla oleviin vastaaviin kappaleisiin. Törmätessään kappaleet muodostavat protoplaneettoja, joista suurimmat voivat saavuttaa jopa noin 10 Maan massan koon ja ryhtyä vetovoimansa avulla imuroimaan ratansa ympäristön kaasua itseensä. Prosessissa syntyvät niin jättiläisplaneetat kuin pienemmät kiviplaneetatkin, sekä läjäpäin kaikenkokoisia pikkukappaleita asteroideista komeettoihin.

Vaihtoehtoisesti planeettojen muodostuminen voi noudattaa ”ylhäältä alas” -mekanismia. Sen mukaan, tähteä ympäröivään kertymäkiekkoon muodostuu tiheysaaltoja, joista jokin tai jotkin saavuttavat kriittisen tiheyden ja koko kiekko muuttuu epästabiiliksi luhistuen lopulta oman vetovoimansa vaikutuksesta tähteä kiertäväksi planeetaksi tai planeetoiksi. Jättiläisplaneetat muodostuvat silloin yhdessä rysäyksessä epävakaan kiekon materiasta, jonka jälkeen pienempien planeettojen muodostuminen voi jatkua ”alhaalta ylös” -mekanismilla.

Pohtiessaan näiden kahden mekamismin herkkyyttä tuottaa planeettoja suhteessa tunnettuun jättiläisplaneettojen populaatioon, tähtitieteilijät näyttävät kuitenkin unohtaneen yhden tieteen perusperiaatteista: kyseenalaista kaikki. Uudet tulokset osoittavat, että on turhaa ajatella kaikkien jättiläisplaneettojen syntyvän tähtien kertymäkiekoista tähtien synnyn sivutuotteina, kun niitä voi muodostua aivan mainiosti ilmankin. Uusi James Webb -avaruusteleskoopilla tehty joukko löytöjä kertoo planeettojen syntyvän myös kolmannella tavalla: kuin tähdet, suoraan tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven materiasta, sen romahtaessa kasaan oman vetovoimansa vaikutuksesta. Käsillä on vapaiden planeettojen vallankumous.

Tutkijat kertovat löytäneensä peräti 540 planeettojen massaluokkaan kuuluvaa kappaletta läheisestä Orionin sumusta otetuista infrapuna-alueen kuvista (Kuva 1.). Sillä tarkoitetaan kappaleita, jotka eivät massaltaan ylitä 13 Jupiterin massan rajaa, joka katsotaan veteen piirretyksi viivaksi planeettojen ja ruskeiden kääpiötähtien luokitusten välillä. Lukema on valittu siksi, että noin 13 Jupiterin massaa riittää kappaleen ytimen paineeseen, joka saa deuteriumin, vedyn raskaamman isotoopin, fuusioitumaan heliumiksi ja vapauttamaan samalla energiaa. Siksi rajan alapuolella olevat kappaleet loistavat kyllä syntynsä ylijäämälämpöä ja aineksensa differentioitumisesta vapautuvaa energiaa mutteivät kykene tuottamaan tähtien tapaan fuusioenergiaa ytimessään.

Sinällään ei siis ole yllättävää, että juuri lämpösäteilyä havaitseva JWST on tehnyt uudet löydöt. Sen pitikin kyetä näkemään nuoria, vastasyntyneitä planeettoja perustuen niiden vapauttamaan infrapunasäteilyyn. Uuden löydön tekee kuitenkin odottamattomaksi se, että yhdeltä tähtiensynnyn alueelta löytyy niin suuri määrä vapaina vaeltavia planeettoja. Vieläkin odottamattomampaa on se, että peräti 9% planeetoista on avaruudessa pareittain, kumppaninaan vain toinen vastaavankokoinen planeetta (Kuva 1.). Planeetat siis syntyvät usein kahden tasa-arvoisen planeetan pareina, jääden avaruuden pimeään, ikuiseen paritanssiinsa toistensa ympäri, vuosimiljardeiksi, vaille tähden valoa ja lämpöä. Kyse on varsin yllättävästä planeettakuntien tyypistä — planeetat ovat kaukana pareistaan, noin 25-400 AU:n etäisyydellä, joten ne eivät pääse merkittävästi häiritsemään toistensa ympärille muodostuneita pienempien kappaleiden joukkoja. Niillä on kuita likimain varmasti — planeettojen syntyessä kuin tähdet, niiden kiertoradoille muodostuu vääjäämättä kokoelma pienempiä kiertolaisia, joita kutsumme kuiksi.

---

Olemme tienneet vapaiden planeettojen olemassaolosta jo vuosia, mutta ne vaikuttavat jo tämän yksittäisen tuloksen perusteella olevan paljon yleisempiä kuin olemme osanneet aavistella. Ei ole silti alkuunkaan yksinkertaista arvioida mitä tuoreet löydöt merkitsevät arvioille niiden kokonaismäärästä galaksissamme. Uusista havainnoista saa kuitenkin runsaasti vinkkejä suurten planeettojen ja pienten tähtien muodostumiseen. Esimerkiksi kaukaiset kaksoisplaneetat, joissa kappaleiden etäisyys on ainakin 100 AU:n verran, ovat yleisempiä kuin vastaavat ruskeiden kääpiötähtien muodostelmat mutta vähemmän yleisiä kuin punaisten kääpiötähtien parit — puhumattakaan auringonkaltaisista tähdistä, joista valtaosa on kaksoistähti- tai vieläkin moninkertaisemmissa järjestelmissä. On siksi kiinnostavaa selvittää tulevaisuudessa miksi planeetat syntyvät ruskeita kääpiöitä herkemminin pareittain. On lisäksi kiinnostavaa tutkia kuinka suuri osa vapaista planeetoista syntyy tähtien kiertoradoilla ja päätyy tähtijärjestelmän ulkopuolelle tähtikumppaneiden kaoottisten vetovoimavaikutusten heittämänä ja kuinka suuri osa syntyy kokonaan yksin.

Sen vaikuttaa joka tapauksessa selvältä, että kaksoisplaneettojen olemassaolo on äärimmäisen vaikeaa selittää muutoin kuin niiden itsenäisenä syntynä suoraan tähtienvälisestä pölystä ja kaasusta. Se taas herättää ilmeisiä kysymyksiä siitä, mikä oikeastaan on se kappaleiden luokka, jota kutsumme sanalla planeetta.

Tulisiko planeettapareja sitten ensinkään kutsua planeetoiksi, sillä termi planeetta on tyypillisesti varattu vain tähtiä kiertäviin oman vetovoimansa pyöreäksi pusertamiin mutta silti tähtiä keveämpiin kappaleisiin? Jos niitä ei kutsuta planeetoiksi, mitä nimitystä niistä tulisi käyttää? Ja jos päädymme luokittelemaan tähden tapaan syntyneet planeetan massaluokan kappaleet joksikin muuksi kuin planeetoiksi, miten erotamme vaikkapa yksittäisestä kolmen Jupiterin massaisesta kappaleesta onko se tähtensä kiertoradalta avaruuteen sinkoutunut planeetta vai itsenäisesti syntynyt epäplaneetta? Näihin kysymyksiin on nyt pakko ottaa kantaa, koska on varmaa, että jokin nimitys näille vapaille, itsenäisesti syntyneille kappaleille vakiintuu. Oma näkemykseni on, että niitä tulisi kutsua planeetoiksi geofysikaaliseen määritelmään nojaten, kuten kaikkia muitakin vapaita tai tähtijärjestelmiin vetovoiman avulla sidottuja planeettoja mukaan lukien Aurinkokunnan arviolta 36 planeettaa.

---

Roihuavien liekkien loisteessa

3.10.2023 klo 12.29, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Aurinko on planettakuntaamme kaikkein voimakkaimmin määrittävä komponentti, sen keskus ja energianlähde. Se sisältää yli 99% kaikesta planeettakuntamme massasta ja kaikki muut kappaleet vain tanssivat avaruudessa Auringon ympäri, koska ovat kourallista poikkeuksia lukuunottamatta sidottuja Auringon vetovoimakentän potentiaalikaivoon. Ilman Aurinkoa ei olisi mitään — planeetatkin ovat karkeasti vain sen synnyn ylijäämämaterian sivutuotteita, joita ei tarvitsisi olla olemassa lainkaan ja tähtemme ei piittaisi asiasta millään tavoin, vaan loistaisi aivan samalla tavalla kiertäessään omalaatuisella radallaan ympäri galaksimme keskuspullistumaa.

Huolimatta sen keskeisestä roolista Aurinkokunnassa — puhumatakaan tähtien keskeisestä roolista tähtitieteen tutkimuskohteina — emme silti oikein ymmärrä kuinka Aurinko ja muut samankaltaiset tähdet toimivat. Perusperiaatteet nyt ovat hyvin tunnettuja: Aurinko on hydrostaattisessa tasapainotilassa pysyttelevä plasmapallo, koska sitä kasaan puristava gravitaatiovoima koettaa puristaa ainetta kasaan yhtä voimakkaasti kuin plasmaa laajentamaan pyrkivä ydinfuusion vapauttaman lämpöenergian tuottama paine pyrkii sitä laajentamaan. Prosessin yksityiskohdat, kuten tähtien magneettiset dynamot ja magneettisten napojen paikanvaihto, differentiaalirotaatio ja aineksen liike pinnan alapuolella, ja vaikkapa Auringon harvan kaasukehän, koronan, kuumeneminen peräti miljoonan asteen lämpötiloihin ovat kuitenkin yksityiskohdiltaan edelleen aktiivisen tutkimuksen kohteena. Rajatulla valikoimalla havaintomenetelmiä on vaikeaa saada kattavaa kuvaa siitä monimutkaisesta dynaamisesta ilmiöstä, jota kutsumme erisnimellä Aurinko. Se on silti kaikkein helpoimmin tutkittavana tähtenä keskeisessä roolissa koettaessamme ymmärtää myös muiden aurinkojen toimintaa.

Kuin todistaakseen dynaamisuuttaan, auringot purkautuvat usein ja aktiivisesti. Yksi suurienerginen purkaus sopivasti suunnattuna riittäisi vahingoittamaan Maan kiertoradan satelliitteja, joihin luotamme niin kommunikoinnissa, paikanmäärityksessä kuin tieteellisissä mittauksissakin. Samalla aiheutuisi vahinkoa maanpäällisille sähköverkoille johtaen katkoksiin ja kokonaisten kaupunkien pimentymisiin ja lentoliikenne olisi pakotettu tiukasti maan kamaralle. Vaarana on liki ennennäkemätön kriisitilanne, johon maailman valtiot eivät oikeastaan ole varautuneet, koska suurienerginen purkaus sattuu vain noin kerran sadassa vuodessa. Siksi Aurinko ja muut auringonkaltaiset lähitähdet ovat intensiivisen tutkimuksen kohteina Helsingin yliopistossa. Sen lisäksi, että tutkimme Aurinkoa ymmärtääksemme muita tähtiä, on ymmärrettävä mitä muut tähdet tekevät, jotta voisimme paremmin ennustaa mitä oma Aurinkokuntaa hallitseva energianlähteemme tekee. Samalla saamme kiinnostavaa tietoa siitä, minkälaisessa ympäristössä tuhansien tunnettujen eksoplaneettajärjestelmien planeetat kiertävät omia aurinkojaan.

Avaruussää ja eksoplaneetat

Kaikki tähdet eivät ole kuten Aurinko. Tähtiä on monenlaisia mutta niiden käyttäytyminen riippuu oleellisesti vain kourallisesta tekijöitä, merkittävimpinä massa ja ikä. Massiivisemmat tähdet loistavat kirkkaampina ja kuumempina mutta käyttävät ytimensä vedyn nopeammin loppuun fuusioidessaan sitä heliumiksi. Ne myös saavuttavat elinkaarensa pään nopeammin. Massiiviset tähdet elävät vain hetken verrattuna pienimassaisiin, himmeisiin ja verrattaen viileämpiin tähtiin, joita on valtaosa kaikista tähdistä. Tähden ikä taas vaikuttaa sen aktiivisuuteen — nuoret, vasta parhaimpaan loistoonsa päässeet tähdet ovat aktiivisia ja usein purkautuvia, oikuttelevia nuorten planeettakuntien keskuksia. Niiden pintoja täplittävät suuret pilkut ja ne vapauttavat suurienergistä säteilyä, voimakasta hiukkastuulta ja purkautuvat usein. Ne viettävät aktiivisia nuoruuspäiviään satojen vuosimiljoonien ajan.

Planeettojen kokema avaruussää riippuu siis merkittävästi tähden ominaisuuksista ja muuttuu vuosimiljoonien ja -miljardien kuluessa, kun nuoret ja aktiiviset tähdet hiljalleen rauhoittuvat ja niiden loiste muuttuu vakaammaksi. Vaikka Aurinkokin saattaisi purkautuessaan aiheuttaa suurta tuhoa tekniselle yhteiskunnallemme romahduttamalla sähköverkkoja ja rikkomalla satelliitteja, olemme olleet onnekkaita avaruussään suhteen. Valtaosalla muista maailmankaikkeuden planeetoista olosuhteet ovat hurjemmat. Se ei tietenkään ole välttämättä sattumaa. Lempeä tähtemme on saattanut olla merkittävässä roolissa mahdollistamassa elämän kehittymistä nykyiseen monimuotoisuuteensa planeetallamme — erityisesti nuoruudessaan, kun se on ollut huomattavasti nykyistä aktiivisempi muttei silti lähellekään yhtä väkivaltainen kuin monet muut tähdet.

Erityisen hankalaa avaruusää on planeetoille, jotka kiertävät radoillaan aivan tähtiensä lähellä. Lämpötilansa puolesta muutoin elinkelpoisen vyöhykkeen planeetat ovat suuressa vaarassa punaisten M-spektriluokan pienten kääpiötähtien kiertoradoilla, koska lämpösäteilyn puolesta sopivat kiertoradat ovat aivan tähtien lähellä. Ensimmäiset todelliset yritykset havaita sellaisten kiviplaneettojen kaasukehiä James Webb -avaruusteleskoopilla ovat epäonnistuneet, koska kohteena olleet TRAPPIST-1 -järjestelmän kaksi sisäplaneettaa ovat vain karuja merkuriuksenkaltaisia kiviä vailla merkittäviä kaasukehiä. Myös läheistä tähteä LHS 475 kiertävä kiviplaneetta vaikuttaa täysin kaasukehättömältä kappaleelta. Tähden aktiivisuudella saattaa olla paljonkin tekemistä asian kanssa — voimakas hiukkastuuli ja intensiiviset purkaukset ovat saattaneet haihduttaa planeettojen kaasukehät avaruuteen.

---

Tähdet ovat kaikkea muuta kuin yksinkertaisia plasmapalloja avaruudessa. Ne kuplivat ja kiehuvat vapauttaessaan ytimessään fuusioreaktiossa muodostuvaa energiaa säteilynä joka suuntaan. Energia kulkeutuu ytimestä pintaan joko säteilemällä tai konvektion avulla, kuten kiehuvan kuuma vesi kulkeutuu pintaan liedellä kuumenevassa kattilassa. Se aiheuttaa alati muuttuvan konvektiosolujen rakenteen tähden pintaan. Mutta tähdet myös pyörivät, mikä aikaansaa omat voimansa kontrolloimaan sen pinnan ja sisempien kerrosten toimintaa ja liikettä. Pyöriminen on erilaista eri etäisyyksillä tähden päiväntasaajasta ja erilaisilla syvyyksillä, jolloin plasman virtaukset eri osissa tähteä ovat erisuuruisia. Se taas tuottaa magneettisia ilmiöitä ja magneettikentän vaihteluita, jotka liittyvät ajoittain pinnan voimakkaisiin purkauksiin. Magneettikentän välittämä energia on myös vastuussa koronan kuumenemisesta jopa miljooniin asteisiin, reilusti tähden tuhansien asteiden pintalämpötilan yläpuolelle.

Kaikilla tähden pinnan ilmiöillä on vaikutuksensa pinnan ulkopuolelle — niihin fysikaalisiin ilmiöihin, jotka tuottavat tähteä kiertävien planeettojen kokeman avaruussään. Rauhallisimmillaan kyse on vakaasta hiukkastuulesta, tähden pinnalta vapautuvien hiukkasten vuosta. Hiukkasia voi kuitenkin vapautua niin runsaasti, että Aurinkoa raskaammat ja voimakkaammin säteilevät, kuumat tähdet voivat menettää lyhyen loisteensa aikana jopa puolet kaikesta massastaan. Auringonkaltaiset ja Aurinkoa pienemmät tähdet puolestaan eivät menetä merkittäviä määriä massaansa avaruuteen hiukkastuulen mukana.

Tähden pinnan magneettikenttien kokiessa nopeita muodonmuutoksia, aiheutuu paikallisia purkauksia, joissa vapautuu suuria määriä säteilyä. Syntyvät roihupurkaukset voidaan havaita mainiosti lähitähtien pinnoilla, koska ne kirkastavat tähden hetkellisesti jopa moninkertaiseksi normaalista. Purkaukset nähdään parhaiten näkyvän valon aallonpituuksilla mutta samalla vapautuu suuria määriä röntgensäteilyä, joka suuntautuessaan kohti tähden lähellä olevia planeettoja voi osaltaan steriloida niiden pintoja hajottaen monimutkaisia molekyylejä yksinkertaisiksi atomeikseen. Purkausten ollessa voimakkaita, voi vapautua myös varattuja hiukkasia, jolloin kyseessä on massapurkaus. Voimakkaimmat massapurkaukset puolestaan voivat viedä mukanaan ainesta planeetan kaasukehästä suuntautuessaan suoraan planeettaa kohti. Aktiivisten tähtien planeettakuntien kivisillä sisäplaneetoilla voi olla huomattavia aikeuksia pitää kiinni kaasukehistään massapurkausten ja voimakkaan tähtituulen vaikutuksille alttiina. Suoria havaintoja ei vielä juurikaan ole, mutta tiedämme, että jopa karkeasti 20 kertaa massiivisempien neptunuksenkaltaisten planeettojen kaasukehä voi vuotaa voimakkaan tähtituulen vaikutuksesta avaruuteen.

Vaikka tähtiään lähellä kiertävät kiviplaneetat olisivatkin kaasukehättömiä merkuriuksenkaltaisia planeettoja, hiukan kauempana planeettojen magneettikentät voivat suojata niiden kaasukehiä mainiosti varattujen hiukkasten purkauksilta. Säteilyä magneettikenttä ei kuitenkaan torju, joten ultraviolettisäteily pääsee planetan pinnalle, jos kaasukehä on vain ohut kuten Marsin tai Maan pinnalla. Paksummat kaasukehät voivat siksi suojata planeetan pintaa tappavalta säteilyltä mutta myös vuorovesilukkituminen voi pelastaa monen planeetan elinkelpoisuuden oikuttelevalta avaruussäältä. Jos vain toinen planeetan puolisko on aina kääntyneenä tähteä kohti, toinen puolisko välttyy säteilyn haitallisilta vaikutuksilta.

Kokonaiskuvan saaminen eksoplaneettojen kokemasta avarussäästä on erittäin vaikeaa, koska voimme tarkastella vain kourallista keskenään täysin erilaisia erikoistapauksia. Vaikka osaamme tehdä tähdistä havaintoja, jotka paljastavat niiden tuottaman avaruussään, jonka puitteissa eksoplaneetat radoillaan kiertävät, emme voi kuin arvailla sen vaikutuksia planeettojen olosuhteisiin. Syy on siinä, että emme toistaiseksi ole sonnistuneet saamaan kattavia havaintoja pienten eksoplaneettojen kaasukehistä tai magneettikentistä.

Tilanne on kuitenkin nyt muuttumassa, koska uudet nerokkaat havaintoprojektit ovat onnistuneet tekemään ensimmäisiä karkeita havaintoja molemmista. Radioteleskoopeilla on mahdollista saada tietoa eksoplaneettojen magneettikentistä, jos vain havaintostrategiat ja kohteet valitaan huolella, ja JWST kykenee periaatteessa tuottamaan havaintoja lähiplaneettojen kaasukehistä. Molemmilla tutkimussuuntauksilla on valtava potentiaali sen ymmärtämisessä kuinka monen eksoplaneetan pinnalla biologisten organismien syntyyn ja kehitykseen soveltuvat olosuhteet ovat mahdollisia.

---

Maanulkopuolisen elämän merkit sensaatioiden varjossa

13.9.2023 klo 23.29, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

Vanha totuus siitä, miten todisteiden puute ei ole puuttumisen todiste on edelleenkin syytä pitää mielessä, kun tarkastelemme uusia tieteellisen tiedon palasia ja niistä muotoutuvia kokonaisuuksia. Toisinaan vaikuttaa kuitenkin siltä, että todisteiden puute lasketaan jopa todisteeksi sellaisesta, jonka kovasti haluttaisiin olevan totta. Sensaatiot myyvät ja median tehtävä on modernissa maailmassamme tiedonvälityksen sijaan myydä, joten julkaistavaksi päätyy sensaatiouutisia, vaikka tieteen itsensä tarkka raportointi olisi tarjonnut vielä huikean paljon kiinnostavamman ja kiehtovamman kertomuksen.

”Jännittävä merkki mahdollisesta elämästä kaukaisella maailmalla.”

”NASA kertoo kaukaisella eksoplaneetalla voisi olla harvinainen valtameri ja mahdollinen merkki elämästä.”

”James Webb -teleskoopilla tehtiin mahdollinen havainto elämän merkeistä.”

Näin raportoivat Britannian mediakentän luotettavamman pään BBC ja Guardian sekä Helsingin Sanomat uusista James Webb -avaruusteleskoopin havainnoista koskien tähteä K2-18 kiertävää minineptunukseksi luokiteltua planeettaa. Uutisotsikot ovat aihepiirille tavalliseen tapaan harhaanjohtavia, mutta uusien havaintojen takana on runsain mitoin kiinnostavaa tiedettä, jonka purkaminen kannattaa aloittaa dimetyylisulfideista.

Elämän merkkinä dimetyylisulfidi

Dimetyylisulfidi, tai metyylitiometaani, on varsin tavallinen, yksinkertainen rikkiä sisältävä orgaaninen molekyyli. Sitä tuottavat aineenvaihdunnassaan monet merenelävät, kuten yksinkertaiset levät. Ainetta vapautuu meriin ja ilmakehään, jossa se hapettuu helposti rikkidioksidiksi ja rikkihapoksi, jotka toimivat aerosoleina ja siten pilvien muodostumiseen vaadittavina tiivistymisytiminä. Dimetyylisulfidilla on merkittäviä vaikutuksia ilmastoon, ja se tarjoaa esimerkin mekanismista, jolla planeettamme elämä vaikuttaa omiin ilmastollisiin elinolosuhteisiinsa. Dimetyylisulfidi on siten tiiviisti yhteydessä eläviin organismeihin, joten sen havaintoa planeetan kaasukehässä on ajateltu yhdeksi mahdolliseksi merkiksi elävien organismien olemassaolosta planeetan pinnalla.

Olemme kuitenkin tekemässä suunnattoman virheen, jos ajattelemme molekyylin kielivän elämän olemassaolosta oman planeettamme olosuhteissa ja ekstrapoloimme sen merkiksi elämästä toisen, paljolti tuntemattoman eksoplaneetan eksoottisissa olosuhteissa. Planeetta K2-18 b on kuitenkin massaltaan noin yhdeksän kertaa Maata suurempi, joten sen olosuhteetkin takuuvarmasti poikkeavat meille tutusta lauhkeasta elinympäristöstä. Planeettaa peittää paksu kaasukehä, jonka tuottamassa paineessa ja kuumuudessa ei ole edes selvää, että sen pinnalla on selvä merenpinta, jota voisimme kutsua valtamereksi meille tutussa mielessä. Tiedämme dimetyylisulfidin esiintyvän esimerkiksi Marsissa, joten olisi suorastaan ennenaikaisen perusteetonta sanoa millään varmuudella, että planeetan K2-18 b olosuhteissa molekyyliä ei voisi muodostua luonnollisten, elottomien prosessien kautta. Vaikka levänkaltaisten organismien täyttämä valtameri kaukaisen eksoplaneetan pinnalla kuulostaakin kiinnostavalta hypoteesilta ja saattaisi hyvinkin tuottaa dimetyylisulfidia havaittavissa olevia määriä, ei sen postuloinnille ole perusteita.

Perusteita on siksikin vain vähän, että dimetyylisulfidia ei ole edes varmuudella havaittu. Planeettaa K2-18 b tutkinut ryhmä on tehnyt mainiota työtä ja havainnut selvät merkit metaanista ja hiilidioksidista planeetan kaasukehässä JWST:n avulla (Kuva 1.), mutta havaintoja on auttamatta liian vähän, jotta monimutkaisemman ja pitoisuuksiltaan pienemmän dimetyylisulfidin kiistaton havainto olisi mahdollista. Dimetyylisulfidin havainto ei edes parhaassa tapauksessa ollut tilastollisesti tarpeeksi merkitsevä ja oletettaessa, että JWST:n eri instrumenttien välillä saattaa olla pieniä poikkeamia, dimetyylisulfidin lisääminen kaasukehän malliin ei edes parantanut sen sopivuutta havaintoihin. Asia saattaa toki muuttua, kun tutkijat saavat analysoitavakseen havaintoja uusista ylikuluista ja pääsevät tarkastelemaan planeetan kaasukehän läpi suodattuvaa tähden valoa tarkemmin mutta toistaiseksi merkkejä dimetyylisulfidista voidaan pitää vain spekulaationa ja epävarmana arvailuna.

Muistamme mainiosti vastaavat spekuloinnit fosfiinin esiintymisellä Venuksen kaasukehässä. Sen rooli biomarkkerina on erittäin kyseenalainen, etenkin, kun Venuksen geologinen aktiivisuus paljastui uusista havainnoista ja voi selittää fosfiinin olemassaolon. Myös fosfiinin itsensä havainto Venuksen kaasukehässä kyseenalaistettiin myöhemmin, kun riippumaton tutkimusryhmä epäonnistui sen havaitsemisessa omilla menetelmillään. Olemme siis tavallaan identtisessä tilanteessa — meillä on spekulaatioita mahdollisen biomarkkerin havainnoista tilanteessa, jossa kyseisen kemiallisen yhdisteen rooli biomarkkerina on sekin spekulaatiota. On selvää, että uutiset elämän merkeistä ovat silloin täysin yliampuvia, sensaatiohakuisia myyntipuheita. Oireellisesti se, että mitään ei ole havaittu, kääntyi lehdistötiedotteissa ja mediassa mahdolliseksi havainnoksi, eikä riippumattomilta asiantuntijoilta juuri vaivauduttu kysymään mikä on asian laita.

Vetinen planeetta

Veden olemassaolo planeetan K2-18 b olosuhteissa on saatu varmennettua jo Hubble -avaruusteleskoopin havainnoilla. Vesimolekyylit näkyvät niinikään transmissiospektrissä niille tunnusomaisina merkkeinä, mikä osoittaa, että planeetan kaasukehässä on merkittäviä määriä vesihöyryä. Kyse on toki jo sellaisenaankin kiinnostavasta havainnosta, koska planeetta sijaitsee laskennallisella elinkelpoisella vyöhykkeellä. Sen pinnalla voisi tähden säteilyn puolesta olla sopivan lämmintä, jotta nestemäinen vesi voisi virrata esteettä jäätymättä kylmyydessä tai höyrystymättä kuumuudessa. Tuoreet JWST:n havainnot ovat siksikin merkittäviä, että ne osoittavat ammoniakin puuttuvan planeetan kaasukehään molekyylisopasta. Se sopii yhteen merellisen planeetan olosuhteiden kanssa, joissa vetypitoinen kaasukehä ympäröi planeettaa peittävää tuhansien kilometrien paksuista valtamerta. Planeettatyyppiä kutsutaan hyseaaniseksi planeetaksi, ja ne ovat yksi tyypillisimpiä eksoplaneettoja lähitähtien kiertolaisina.

Vesi on toki hyväksi elämälle, ja tietojemme mukaan vaatimus sen esiintymiselle. Planeetan K2-18 b tapauksessa vain emme edes tiedä mitään veden määrästä — sitä voi olla suuri prosentti planeetan koko massasta tai sitten sitä on vain ohut kerros paksun kaasuvaipan alla. Se voi olla kaasuna tai nesteenä tai muodostaen eksoottisia kovassa paineessa esiintyviä jään muotoja. Jos kaasukehä on liian paksu, voi vesi olla niin kuumaa, että elämän edellytykset ovat menneet ja kaasukehän alaosat muuttuvat vesihöyrystä nesteeksi kriittisen pisteen tuolla puolen, missä selkeää rajaa eri olomuotojen välillä ei enää ole. Ei siis ole edes varmaa, että planeetan kaasukehän alla on vedenpinta, joka muistuttaisi maanpäällisiä kylpyvesiä. Sen puuttuessa elämääkään tuskin voisi esiintyä.

---

Asiaan liittyy runsaasti ongelmallisia teknisiä yksityiskohtia, koska elämän merkkien havaitseminen nykyisillä instrumenteillamme on vain niin kovin vaikeaa edes optimaalisissa tapauksissa. Olemme lisäksi elämän etsinnässä toistaiseksi kuin se kertomusten juoppo, joka etsii aamuyön hämärässä kadonneita avaimiaan lähimmän katulampun alta — ei siksi, että siihen ne hukkasi, vaan koska muualla on liian pimeää. Viittaan tällä vertauksella siihen, että emme edes tiedä olisivatko hyseaaniset planeetat edes periaatteessa elinkelpoisia, jotta voisi esiintyä minkäänlaista elämää löydettäväksi. Jostakin on kuitenkin pakko koettaa etsiä kunnes opimme tekemään riittävän tarkkoja havaintoja maapallonkokoisten pienten kiviplaneettojen olosuhteista ja ominaisuuksista.

Toisaalta, kukapa tietää, ehkäpä elämää esiintyy valtavasti kautta universumin ja sen löytäminen on mahdollista kaikista kuviteltavissa olevista paikoista — myös hyseaanisten planeettojen elinkelpoisista meristä. Toistaiseksi asiasta vain ei ole saatu minkäänlaisia merkkejä taikka havaintoja, ja myös uutismedioiden tulisi odottaa edes siihen asti, kunnes havainnot biomarkkereina pidetyistä molekyyleistä ovat edes tilastollisesti merkitseviä. Muutoin voimme väittää aivan mitä tahansa ja millään totuusarvoilla ei ole enää mitään merkitystä.

---

Elämän rakennuspalikat pikapostissa

12.9.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat

Tuntemamme maanpäällisen (ja -alaisen) elämän rakennuspalikat ovat jokseenkin yksinkertaisia orgaanisia molekyylejä. Sillä tarkoitetaan hiiliatomien ketjuuntumiskykyyn perustuvaa kemiaa, jossa monet muut alkuaineet sitoutuvat hiilen muodostamiin ketjuihin saaden aikaiseksi erilaisia biokemiallisten koneiden toimintaan osallistuvia kompleksisia molekyylejä. Molekyylien rakennuspalikat ovat kuitenkin tavallisesti hyvin yksinkertaisia. Esimerkiksi proteiinit, jotka toimivat niin organismien rakennusmateriaaleina kuin aineenvaihduntaa pyörittävinä biokemiallisia reaktioita vauhdittavina komplekseina, koostuvat vain 22 erilaisesta yksinkertaisesta aminohaposta. Ne puolestaan ovat typen sisältämän emäksisen amiini- ja happea sisältävän happaman karboksyyliryhmän värittämiä hiilipohjaisia molekyylejä. Koska amiini- ja karboksyyliryhmät ikään kuin neutraloivat toisensa yhdistymällä toisten molekyylien vastakkaisiin ryhmiin, syntyy pitkiä aminohappojen ketjuja, joita kutsumme proteiineiksi.

Planeettamme eliöt valmistavat tarvitsemansa aminohapot itse tai saavat ne ravinnokseen käyttämistään toisista eliöistä. Elämän syntyessä kumpikaan menettelytapa ei kuitenkaan ollut mahdollinen, vaan oleellisesti solujen toiminnan mahdollistavien proteiinien syntyyn on täytynyt olla saatavilla aminohappoja varhaisten elävien solujen elinympäristössä. Aminohappojen on täytynyt syntyä olemassaolevista kemiallisista yhdisteistä. Kaikeksi onneksi hiili, typpi ja happi ovat yleisiä alkuaineita kaikkialla maailmankaikkeudessamme ja aminohappoja voi syntyä niistä monella tapaa monenlaisissa olosuhteissa.

Aminohappoja voi havaita vaikkapa avaruuden molekyylipilvissä — tähtienvälisen aineksen pölynsekaisen kaasun pilvissä, joista uudet tähdet syntyvät pilvien saavuttaessa kriittisen tiheyden romahtaakseen kasaan oman vetovoimansa vaikutuksesta. Sellaisten pilvien pölyisiin sisäosiin ei pääse juuri säteilyä, ja niiden hyvin kylmissä olosuhteissa voi muodostua molekyylejä, jotka eivät heti hajoa läheisten tähtien ultraviolettivalon vaikutuksesta. Koska infrapunasäteily läpäisee pölypilvet, voimme havaita merkkejä molekyyleistä infrapunateleskooppien avulla. Esimerkiksi Spitzer -avaruusteleskoopilla on havaittu tryptofaaniksi kutsuttua aminohappoa läheisestä molekyylipilvestä IC 348 ja lukuisista muista vastaavista tähtienvälisen aineksen alueista. Kyse on yhdestä Maan elämän tarvitsemista aminohapoista, ja voimme siksi sanoa sen olevan yleinen molekyyli galaksissamme.

Monet aminohapot siis muodostuvat spontaanisti jo tähtienvälisessä avaruudessa. Niitä on siksi tarjolla jo siinä vaiheessa, kun planeetat vasta muodostuvat tähden synnyn sivutuotteena molekyylipilvien keskellä. Niitä päätyy runsaasti planeettojen pinnoille ja niiden valtameriin, jos sellaisia vain on.

---

Aminohappoja muodostuu aivan spontaanisti monissa erilaisissa olosuhteissa. Kuuluisassa jo seitsemän vuosikymmenen takaisessa elämän synnyn mahdollisuuksia tutkineessa kokeessaan, yhdysvaltalaiset kemistit Stanley Miller ja Harold Urey selvittivät voisiko aminohappojen synty olla mahdollista niissä olosuhteissa, joiden arveltiin esiintyneen maapallolla planeettamme vasta synnyttyä. Heidän kokeidensa lähtökohdat olivat planeettamme varhaisten olosuhteiden suhteen väärin mutta ne osoittivat silti kiistatta, että aminohappojen spontaani synty yksinkertaisemmista kemiallisista lähtöaineista, vedestä, metaanista, ammoniakista ja vedystä, joiden reaktioita katalysoitiin salamoita simuloivilla sähkönpurkauksilla, on mahdollista. Modernit kokeet osoittavat selvästi, että aminohappojen erilaisia muotoja syntyy laajassa skaalassa kemiallisia olosuhteita. Niitä syntyy myös suurempi kirjo kuin vain planeettamme elämän käyttämät 22 yksinkertaista aminohappoa, joten mahdollisuudet tuntemamme kaltaisen elämän rakennuspalikoiden muodostumiselle maankaltaisten planeettojen olosuhteissa ovat hyvät.

Myös merenpohjan sedimenttien kemia on sopivaa aminohappojen synnylle, jos vain mukaan saadaan sopiva energialähde. Mustien savuttajien ympäristöissä muodostuukin juuri sopivia energiagradientteja aminohappojen syntyyn — spontaanisti, ilman elävien organismien vaikutusta, syntyneitä aminohappoja onkin havaittu sedimenttien sisällä. Pelkkä nestemäinen vesi ja geologinen aktiivisuus siis vaikuttavat riittävän aminohappojen spontaaniin muodostumiseen, joten niiden saatavuus elämän syntyä silmällä pitäen vaikuttaa suorastaan todennäköiseltä.

Komeettojen ja asteroidien orgaanisen molekyylit

Elämän syntyä edesauttaneiden aminohappojen alkuperää koskeva keskustelu sai kierroksia viitisenkymmentä vuotta sitten, kun tutkijat saivat käsiinsä kaksi erikoista hiilikondriiteiksi kutsuttua meteoriittia Australiasta ja Meksikosta. Niiden kemiallinen analyysi osoitti meteoriittien sisältävän aminohappoja, joiden alkuperä kuitenkin jäi hämärän peittoon, koska maanpäällisen kontaminaation mahdollisuutta ei kyetty täysin sulkemaan pois. Vastaavia hiilikondriitteja on kuitenkin aivan lähiavaruudessakin runsaasti, joten niiden tarkastelu paikanpäällä on mahdollista uusin avaruusteknologian keinoin. Voimme lähettää jopa laskeutujia hakemaan näytteitä vastaavista hiilikondriittiasteroideista tutkiaksemme niiden koostumusta tarkemmin turvallisesti maankamaralla. Yksi sellainen on asteroidi Ryugu (Kuva 1.). Ryugun ja muiden vastaavanlaisten asteroidien olosuhteissa ammoniakki ja vesi voisivat reagoida yksinkertaisten aldehydien, eli happea sisältävien hiiliketjujen, ja metanolin kanssa muodostaen kompleksisempia orgaanisia molekyylejä, kuten moninaisia aminohappoja. Tarvittaisiin vain jokin energianlähde, ja aminohappoihin vaadittavat olosuhteet olisivat olemassa.

Monet energialähteet voivat vauhdittaa kemiallisia reaktioita asteroidien ja komeettojen olosuhteissa. Yksi sellainen lähde on ultraviolettisäteily, jolta maanpäällisissä olosuhteissa pyrimme suojautumaan, koska se myös tuhoaa auliisti ihosolujemme orgaanisia molekyylejä. Suurienergisten tähtien lähettyvillä esiintyy runsaasti ultraviolettisäteilyä mutta sitä ei puutu myöskään tähtienväliestä avaruudesta. Avaruudessa on jatkuvasti supernovaräjähdyksistä peräisin olevaa ultraviolettisäteilyä, joka mahdollistaa kemiallisten reaktioiden etenemisen kohti kompleksisempia lopputuotteita. Myös asteroidien törmäyksistä voi vapautua lämpöä, jonka puitteissa aminohappojen muodostumiseen vaadittavat reaktiot voivat tapahtua.

Aminohappoja voi muodostua myös hiukan epätodennäköisemmiltä vaikuttavien mekanismien tuloksena. Gammasäteily, jota vapautuu hitaasti mutta varmasti esimerkiksi radioaktiivisen hajoamisen seurauksena, voi tarjota energian, jonka avulla kemialliset reaktiot voivat edetä. Ne läpäisevät asteroidin materiaa helposti, ja saadessaan alkunsa asteroidin itsensä pienistä määristä radioaktiivisia isotooppeja, vaikuttavat koko asteroidiin sen ydintä myöten. Suurienergisenä säteilynä gammasäteily kyllä tuhoaa kaikenlaisia yhdisteitä helposti, mutta samalla se tuottaa molekyyleistä reaktiivisia radikaaleja, jotka reagoivat auliisti ympäröivien toisten molekyylien kanssa. Hiilikondriittiasteroidien olosuhteissa syntyy silloin enemmän aminohappoja kuin niitä ehtii tuhoutumaan — tutkijoiden arvion mukaan asteroidien sisäosien aminohappopitoisuudet kasvavat vain vuosituhannessa sille tasolle, kuin mitä niiden kemiaa tutkimalla on havaittu.

Asteroidien sisäosien eksoottisissa olosuhteissa tarvitaan sielläkin nestemäistä vettä aminohappojen muodostumisen reaktioihin. Sitä kuitenkin löytyy runsaasti sitoutuneena mineraaleihin ja kaikki reaktioiden vaatimat komponentit ovat vääjäämättä läsnä. Kosmisessa mittakaavassa tiedon tulkinta on selvä. Aminohappoja on aivan kaikkialla, ja esiintyessään asteroidien ytimissä asti, ne voivat selvitä sen kummemmin kuumentumatta ja hajoamatta jopa osumasta maankaltaisten planeettojen pintoihin. Kaasukehän kitka kyllä kuumentaa ja haihduttaa asteroidien ulkokerrokset niiden syöksyessä kaasukehän läpi, mutta sisäosiin rikastuneet aminohapot päätyvät vaivatta planeetan pinnalle ja sen meriin, jos niitä vain on.

On selvää, että nuoren Maan vetisellä pinnalla oli kosmista alkuperää olevia aminohappoja edesauttamassa elämän syntyä. Osa niistä varmasti kulkeutui planeetallemme asteroidien mukana, kuin kosmisena elämän siementen pikapostina.

---

Voisimmeko havaita eksoplaneetan olevan maankaltainen?

4.9.2023 klo 10.34, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Havaitseminen , Koostumus

James Webb -avaruusteleskoopin tuoreet tulokset olivat jälleen eräänlainen pettymys. Kuten aiemmin kohteena olleet TRAPPIST-1 järjestelmän sisimmät planeetat, myös läheistä punaista kääpiötähteä LHS 475 kiertävän kuuman kiviplaneetan havainnot paljastavat sen olevan luultavasti kaasukehätön, karrelle palanut kivenmurikka. Tuloksessa ei sinällään ole mitään yllättävää, koska kyseessä on TRAPPIST-1 b ja c -planeettojen tapaan hyvin lähellä tähtensä pintaa radallaan kiertävä, voimakkaalle säteilylle, hiukkastuulelle ja purkauksille altis kappale. Täysin varmaa planeetan LHS 475 b luonne kaasukehättömänä planeettana ei tosin ole. Tutkijoiden mukaan se voi hyvinkin olla vain ohuen kaasukehän peittämä, kuten Mars, tai Venuksen tapaan tasaisen pilvivaipan verhoama kiviplaneetta. Havainnot eivät voi tehdä eroja näiden tapausten välillä, koska käytetyillä aallonpituuskaistoilla ei havaittu muutoksia planeetan ylikulun ominaisuuksissa. Kaasukehän puute tai tasainen pilvipeite eivät siksi ole erotettavissa toisistaan havaintojen puitteissa.

Tähtitieteilijät ovat nyt koettaneet naapuritähtiä kiertävien kivisten eksoplaneettojen kaasukehien havaitsemista kolmesti, ja vieläkään emme ole saaneet esiin kiistattomia merkkejä kiviplaneettojen kaasukehistä tutkiaksemme niiden koostumuksia. Se on kiusallinen pettymys, koska toiveissa oli mahdollisuus tutkia kaasukehien koostumusta heti havaintojen tullessa mahdollisiksi. Maailmankaikkeus ei kuitenkaan ole sellainen kuin toivoisimme, ja saattaa hyvinkin olla niin, että helpoimmat havaittavat eksoplaneetat sattuvat olemaan kaasukehättömiä maailmoja, jotka eivät käytettävissä olevin keinoin paljasta luonteestaan paljoakaan edes parhaiden instrumenttiemme välityksellä. Lähitulevaisuudessa on kuitenkin aihetta odottaa kiinnostavampia tuloksia, koska James Webb -avaruusteleskooppi kykenee paljon parempaan.

---

Rajoittava tekijä maankaltaisen planeetan kaasukehän tutkimiselle on nykyisellään se, että Maata muistuttavien planeettojen ylikulut ovat niin kovin harvinaisia ja epätodennäköisiä tapauksia. Ja juuri ylikulkujen tutkiminen on oleellisessa roolissa, koska suorat havainnot kaukaisista planeetoista eivät vielä tule kyseeseen. Havaitessamme ylikulkuja eri aallonpituusalueilla, voimme kuitenkin jo nyt havaita eksoplaneettojen kaasukehien ominaisuuksia, ja vastaavat havainnot olisivat periaatteessa mahdollisia myös maankaltaiselle planeetalle.

Yksi ongelma on maankaltaisten planeetan pitkä kiertoaika tähtensä ympäri. On mahdollista havaita vain yksi ylikulku vuodessa, joten tulosten saamiseen usean ylikulun ajalta vaaditaan aikaa useita vuosia. Ilmeinen ratkaisu ongelmaan on koettaa havaita lähempänä tähtiään sijaitsevia planeettoja, joiden vuoden pituus on lyhyempi. Silloin saamme lyhyemmässä ajassa useita havaintoja ylikuluista ja voimme tarkastella planeetan kaasukehää tarkemmin. Lähempänä auringonkaltaista tähteä planeetat vain ovat liian kuumia soveltuakseen elinkelpoisiksi kappaleiksi, joten on siksi tutkittava himmeämpien, punaisten kääpiötähtien planeettoja, koska niillä elinkelpoiset vyöhykkeet ovat niinikään lähempänä tähtiä. Emme siten voi aivan havaita, mitä haluamme, ja joudumme tyytymään niihin planeettoihin, joista havaintoja voidaan tehdä. Lähempänä tähtiään sijaitsevat planeetat tarjoavat kuitenkin myös toisen edun: niiden ylikulkutodennäköisyys on suurempi, joten sellaisia planeettoja voidaan havaita enemmän ja löytää helpommin. Siksi voidaankin kysyä mitä JWST:n avulla voitaisiin havaita, jos maankaltainen eksoplaneetta kiertäisi punaista kääpiötähteä, kuten TRAPPIST-1 tai vaikkapa Proxima Centauri, aivan sen lähellä ja silti elinkelpoisella vyöhykkeellä.

Olellisessa roolissa on oman planeettamme transmissiospektri, jota voimme käyttää vertailukappaleena selvittäessämme mitä planeetan elinkelpoisuudesta kieliviä kaasukehän piirteitä voitaisiin havaita (Kuva 1.). Eri molekyylit tekevät planeettamme kaasukehästä läpinäkymättömän niille ominaisilla aallonpituusalueilla. Samalla tavalla tutkimalla ylikulkujen avulla eksoplaneetan näennäistä kokoa eri aallonpituuksilla, voimme erottaa monia erilaisia molekyylejä sen kaasukehästä. Periaatteessa vain havaintolaitteen tarkkuus määrittää rajat sille, kuinka hyvin voimme oppia tuntemaan eksoplaneettojen kaasukehien koostumuksia. Maan kaasukehästä esimerkiksi voisi menetelmällä erottaa monia molekyylejä, kuten vesi, metaani, hiilidioksidi ja otsoni. Niistä jälkimmäinen voisi toimia niinsanottuna biomarkkerina, eli molekyylinä, joka paljastaisi epätavallisen kemiallisen epätasapainotilan, joka aiheutuu yhteyttävän elämän kaasukehään tuottamasta vapaasta hapesta. Huomionarvoisia ovat myös merkit freoneista (CFC-11 ja CFC-12), joita kaasukehämme sisältää ihmistoiminnan vaikutuksesta. Niitä ei muodostu luonnollisissa prosesseissa, vaan niiden valmistamiseen vaaditaan teknologinen sivilisaatio. Kaasukehämme koostumus paljastaa siis meidän itsemmekin olemassaolon.

Edes JWST ei kuitenkaan kykene tarkkuuteen, jolla vastaava kirjo erilaisia molekyylejä voitaisiin havaita eksoplaneetan kaasukehästä. Jos Maa olisi TRAPPIST-1 järjestelmässä elinkelpoisella vyöhykkeellä planeetan e paikalla kiertämässä tähden kerran noin kuudessa päivässä, sen kaasukehä voisi paljastaa ominaisuuksiaan tarkoissa havainnoissa. Havaittavissa olisivat ainakin hiilidioksidi ja metaani, ja jopa otsonin olemassaolosta voitaisiin saada viitteitä. Olisi siis mahdollista tehdä johtopäätöksiä planeetan olosuhteista. Hiilidioksidi ja ilman molekyylin jatkuvaa tuotantoa nopeassa tahdissa kaasukehästä poistuva metaani kertoisivat geologisesti aktiivisesta planeetasta. Vettä voitaisiin havaita vain pieniä yläilmakehän pitoisuuksia, mikä ei antaisi luotettavaa tietoa veden esiintymisestä nestemäisenä planeetalla. Biomarkkereiden havainto taas olisi parhahimmillaankin erittäin epävarma, ja siksi elämän merkkien löytymisestä tuskin voitaisiin puhua.

Tulokset ovat silti lohdullisia huomioiden erityisesti sen tosiasian, että toisilla planeetoilla voi olla helpommin havaittavissa olevia molekyylikoktaileja kaasukehissään. Meillä on joka tapauksessa ensimmäistä kertaa käsillä havaintokapasiteetti toisia tähtiä kiertävien maankaltaisten planeettojen kaasukehien tutkimiseen. Vaikka ensimmäiset tulokset ovat lähinnä kertoneet tähtiään lähellä kiertävien kiviplaneettojen menettävän herkästi kaasukehänsä avaruuteen, elinkelpoisen vyöhykeen planeettojen olosuhteista kertovat havainnot ovat vasta työn alla. Kukaan tuskin voi ennustaa varmuudella mitä ne aivan lähitulevaisuudessa paljastavat.

---

Katseilta piilossa — eksoplaneettojen salattu elinkelpoisuus

15.8.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Astrobiologia , Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus

Kotiplaneettaamme peittää nestemäinen vesi, ja se erottaa Maan muista järjestelmämme kiviplaneetoista. Yli kaksi kolmannesta Maan pinnasta on vettä, ja on siksi hyviä syitä kutsua Maata meriplaneetaksi. Kosmisessa mitttakaavassa se ei kuitenkaan ole koko totuus. Oikeastaan Maassa on vettä verrattaen vähän jopa Aurinkokunnan mittakaavassa, koska jättiläisplaneettojen jäisten kuiden vesivarannot ovat niiden pienemmästä koosta huolimatta omaamme selvästi suurempia. On mahdollista, että etsiessämme elämälle soveltuvia planeettoja, olemme epähuomiossa sivuuttaneet koko joukon potentiaalisia eläviä planeettoja. Mikään ei nimittäin vaadi eläville organismeille soveltuvien olosuhteiden rajoittuvan vain tutuimpiin maankaltaisiin olosuhteisiin, verrattaen mataliin meriin.

Syvempiä meriä voi esiintyä lukemattomilla planeetoilla, koska vesi on maailmankaikkeuden yleisin alkuaineiden yhdiste. Mutta nestemäistä vettä esiintyy paljon laajemmalla kirjolla planeettoja kuin vain niillä, joiden pinnalla on sopiva lämpötila ja kaasukehän paine nestemäisen veden esiintymiselle. Nestemäistä vettä ja siten elämälle soveltuvia olosuhteita voi aivan mainiosti esiintyä monien kivisten planeettojen kuorikerroksessa, syvällä kallioperän sisällä. Tiedämme sen siksi, että oman planeettamme tilavuudeltaan suurin biologisten organismien elinympäristö löytyy jalkojemme alta. Allamme on kilometrien paksuudelta kallioperää, jonka sisällä mikrobit kukoistavat käyttäen energianlähteenään radioaktiivisen hajoamisen tuottamia vapaita radikaaleja. Kyse on kasvultaan ja aineenvaihdunnaltaan hitaasta elämästä, mutta planeettamme pinnan hektinen elämäntyyli saattaa olla maailmankaikkeuden erilaisten biosfäärien joukossa vain omituinen suurienerginen kuriositeetti. Saattaa hyvinkin olla poikkeavaa, että tuntemamme elävän planeetan pinnan organismit käyttävät energianlähteenään tähden säteilyenergiaa.

Syvemmät meret voivat olla myös piilossa jääkuoren alla. Paksu jäävaippa estäisi tehokkaasti näkemästä eläviä organismeja niiden alla lymyävissä valtamerissä, mutta voimme olla verrattaen varmoja, että monilla planeetoilla on valtameriä jäisten pintojensa alla. Jo Aurinkokunnassa jääkuoren sisäänsä sulkema meri on nestemäisen veden yleisin esiintymisalue. Ainakin Jupiterin kuiden Europan ja Ganymeden jäisten kuorien alla velloo suolainen meri. Viime aikoina tutkijoiden huomio on kuitenkin kiinnittynyt Saturnuksen pieneen kuuhun nimeltään Enceladus.

---

Eläville organismeille ei riitä pelkkä nestemäinen vesi. Olemme ikuisesti sidottuja tarvitsemiimme alkuaineisiin ja niiden esiintymiseen elinympäristössämme. Se on tietenkin totta myös kaikelle maanulkoiselle elämälle. Tuntemamme elämän biologisten koneistojen rakennusaineiksi tarvitaan pääasiassa vetyä ja happea (vesi), hiiltä, typpeä ja rikkiä. Oleellisessa roolissa ovat myös natrium, magnesium, kalium, kalsium, kloori ja fosfori. Näiden lisäksi elävät organismit käyttävät erilaisia muita alkuaineita erityisiin tarkoituksiinsa, mutta niiden määrät elävissä soluissa ovat hyvin vähäisiä.

Alkuaineiden saatavuus elämän rakennuspalikoiksi ei kuitenkaan ole täysin suoraviivaista, vaikka niitä olisikin olemassa jonkin taivaankappaleen pinnalla. Vesi tarjoaa tietenkin vedyn ja hapen elävien organismien käyttöön, ja tavanomaiset jo tähtienvälisen avaruuden molekyylipilvissä esiintyvät orgaaniset molekyylit tuovat mukanaan hiilen ja typen. Elämän syntyyn vaadittavassa geologisesti aktiivisessa ympäristössä, jonka pitkälle kehittyneitä paikallisia entropiaminimejä elävien organismien voidaan tavallaan katsoa syntyessään olevan, esiintyy runsain mitoin rikkiä sulfaatti-ioneina. Suolaisen veden kalium-, kalsium-, kloori-, ja magnesiumionit ovat nekin mainiosti saatavilla. Fosfori puolestaan on tyypillisesti sitoutuneena kallioperään, eikä se ole kovinkaan yleistä edes maanpäällisissä elinympäristöissä huolimatta sen oleellisesta roolista niin proteiinien kuin DNA- ja RNA-ketjujenkin rakennusaineena. Siksi on arveltu fosforin puutteen voivan muodostaa pullonkaulan elämän esiintymiselle maan ulkopuolella.

Toimiva tapa testata hypoteesia fosforin heikosta saatavuudesta on tietenkin koettaa havaita sen yhdisteitä toisilla taivaankappaleilla. Saturnuksen järjestelmään lähetetty Cassini-avaruusluotain olikin varustettu massaspektrometriaan perustuvalla kemiallisen koostumuksen mittalaitteella, jolla se kykeni mittaamaan kohtaamiensa pölyhiukkasten koostumusta. Saturnuksen kuista jääpeitteinen Enceladus teki havainnot erityisen helpoiksi. Kuun valtavat geysirit vapauttavat purkautuessaan vettä ympäröivään avaruuteen (Kuva 1.), ja siksi Cassinin oli mahdollista tehdä havaintoja Enceladusin jääpeitteen alta purkautuvan veden kemiasta lentäessään läpi geysirien purkauspilvien. Kuten suolaiselta vedeltä saattaa odottaa, natrium- ja kloori-ionit olivat havaittavissa yhdessä kaliumionien, vetykarbonaatti- ja karbonaatti-ionien kanssa. Monet elämän alkuaineet siis esiintyvät runsaslukuisina myös Enceladusin pinnanalaisessa valtameressä.

Vain fosforin havainnot jäivät puuttumaan, kun Cassinin havaintoja julkaistiin runsas vuosikymmen sitten. Tuore havaintojen uudelleenanalysointi kuitenkin paljasti erään fosforia sisältävän suolan, natriumfosfaatin merkit ja tutkijat saivat laskettua sen määrän geysireistä avaruuteen purkautuneissa jäähiukkasissa. Enceladusin pinnanalaisessa valtameressä on arvion mukaan sata kertaa enemmän fosforia kuin oman planeettamme merissä, joten puheet fosforin saatavuudesta pullonkaulana elämän esiintymiselle voidaan unohtaa ainakin Enceladusin osalta. Se taas viittaa vastaavien pullonkaulojen epätodennäköisyyteen muuallakin — ne kaksi valtamerta, joiden koostumusta olemme päässeet aurinkokunnassamme tutkimaan ovat molemmat joko mahdollistaneet elämän synnyn tai tarjoavat sen syntyyn vaadittavat rakennuspalikat. Jupiterin kuista esimerkiksi Europan pinnanalaista merta ei ole päästy tutkimaan samalla tarkkuudella, mutta mikään ei viittaa siihen, että sen koostumus poikkeaisi merkittävällä tavalla tai että joitakin elämälle oleellisia alkuaineita ei olisi saatavilla. Havainnot viittaavat siihen, että elämän syntyyn vaadittavat ainekset ovat olemassa kaikkialla, missä nestemäinen vesi vain virtaa vapaana ja esiintyy geologista aktiivisuutta, joka tarjoaa alkeellisten eliöiden synnyn mahdollistavia energiagradientteja.

Enceladus on siis vain pieni jättiläisplaneettaa kiertävä kuu, joka on hädin tuskin riittävän suuri saavuttaakseen pallomaisen muodon oman vetovoimansa avulla. Silti se vaikuttaa tarjoavan kaiken, mitä elämän syntyyn ja esiintymiseen vaaditaan. Lämmin, suolainen meri, jossa on kaikki elämän tarvitsemat rakennusaineet, geologista aktiivisuutta, joka pitää meren nestemäisenä ja tuottaa elämän käytettäväksi sopivia energiagradientteja, ja jäinen kuori suojaamassa merta avaruuden tappavalta säteilyltä. Se voi kuitenkin edustaa yleisintä tapaa järjestää olosuhteet, joissa elämän esiintyminen on universumimme puitteissa mahdollista. Monet eksoplaneetat voivat olla samankaltaisia jäisiä valtameriplaneettoja, ja niiden meret voivat olla täynnä eläviä organismeja kuten maapallollakin. Eikä elämän esiintyminen ole silloin rajoittunut vain niin kutsutun elinkelpoisen vyöhykkeen puitteisiin ja tuntumaan.

Lukemattomat planeetat maailmankaikkeudessa ovat kivisiä kuten maa mutta vetisempiä, koska ne ovat saaneet alkunsa tähden ”lumirajan” takana, missä vesi esiintyy höyryn sijaan kiinteänä jääpölynä ja osallistuu aktiivisesti planeettojen siementen muodostumiseen. Kun suuri osa planeettojen syntymateriaalista on vettä, lopputuloksena on valtameriplaneettoja, jotka jäätyvät pinnaltaan mutta voivat pitää sisuksissaan olevan veden nesteenä geologisen aktiivisuutensa turvin. Tuoreiden arvioiden mukaan sellaiset jääkuoren peittämät eksoplaneetat voisivat pitää jo pelkän ytimensä radioaktiivisen hajoamisen turvin pinnanalaisen valtamerensä nestemäisenä, suolaisena merenä, jossa elämä voisi esiintyä. Sellaiset meret voisivat pysyä elinkelposina miljardeja vuosia, koska raskaimpien radioaktiivisten aineiden puoliintumisaika on miljardin vuoden suuruusluokkaa. Elinkelpoisuuden suhteen tuskin edes olisi kysymyksiä liittyen tarkkaan koostumukseen, koska suolainen merivesi on samankaltainen ympäristö kaikkialla. Erot sen koostumuksessa eivät missään tapauksessa voi olla yhtä suuria kuin erilaisissa planetaarisissa kaasukehissä, joiden yksityiskohdat ovat oleellisia määritettäessä planeettojen pintaolosuhteiden soveltuvuutta elämälle.

Yksinkertaiset laskutoimitukset osoittavat jäällä kuorutettujen valtameriplaneettojen olevan mainio uutinen arvioille elämän esiintymisestä maailmankaikkeudessa. Auringon lähinaapurustossa on noin yksi tähti jokaista kymmentä kuutiovalovuotta kohti. Niistä vain 4% on auringonkaltaisia, kun taas pienempiä ja himmeämpiä oransseja ja punaisia kääpiötähtiä on noin 16% ja 72%. Vaikka jälkimmäisten pienten tähtien perinteisen elinkelpoisen vyöhykkeen maankaltaiset planeetat olisivat kauttaaltaan elinkelvottomia tähtien voimakkaiden purkausten ja suurienergisen säteilyn vuoksi, jäisten planeettojen valtamerissä elämä voisi kukoistaa välittämättä hiukkaakaan avaruussään ja säteilyn kaltaisista pinnan olosuhteita muokkaavista tekijöistä. Se mahdollisuus tekisi elinkelpoisista planeetoista noin 20 kertaa yleisempiä kuin olemme toistaiseksi osanneet arvioida.

Jos arvio jäänalaisten valtamerten elinkelpoisuudesta pitää paikkansa, maailmankaikkeutemme on tupaten täynnä elinkelpoisia elinympäristöjä ja sopivia planeettoja elämän esiintymiselle esiintyy likimain jokaisessa tähtijärjestelmässä. Jopa monet perinteisen elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista punaisten kääpiöiden kiertoradoilla voivat silloin olla elinkelpoisia, jos vain niiden pinnoilla on rittävästi vettä. Sellaisten planeettojen vuorovesilukkiutuminen nimittäin tekee planeetan valoistasta puoliskosta liian kuuman ja pimeästä liian kylmän nestemäisen veden esiintymiselle, mutta pimeälle puolelle kaasukehän virtausten avulla massiiviseksi jäätiköksi kulkeutuva vesi voi aikansaada sen alle geologisen aktiviteetin lämmittämän valtameren. Se taas on hyvä uutinen aivan lähimpien tuntemiemme eksoplaneettojen elinkelpoisuuden suhteen. Lähimmän eksoplaneettakunnan Proxima Centauri b voisi sittenkin olla kykenevä ylläpitämään elinkelpoisia olosuhteita pimeän puolensa jäätikön alla, jos sellainen vain on. Jääkuoren alla elämä olisi hyvässä suojassa aktiivisesti purkautuvalta tähdeltä. Valitettavasti se kuitenkin olisi myös hyvässä suojassa yrityksiltämme havaita sen olemassaolo teleskoopeillamme.

---

Elinkelpoisuuden ratkaisee kaasukehä — havaintoja pienten eksoplaneettojen ominaisuuksista

2.8.2023 klo 10.00, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Elinkelpoisuus , Koostumus

Venuksen paksu, hiilidioksidista koostuva kaasukehä päästää kyllä lävitseen Auringon säteilyn muttei sitten olekaan läpinäkyvä vapautuvalle lämpösäteilylle. Planeetan kaasukehä varastoi energiaa eristeenä toimivan kaasukehänsä sisään, mikä tekee sen lämpötilasta huomattavasti korkeamman kuin se olisi ilman tätä kasvihuoneilmiöksi kutsuttua vaikutusta. Planeettatutkimuksen perusopintoihin kuuluu planeettojen pintalämpötilojen arviointi perustuen mustan kappaleen säteilyspektriksi kutsuttuun fysikaaliseen ideaalitilanteeseen. Se tarkoittaa tilannetta, jossa planeetta säteilee kaiken Auringosta saamansa säteilyenergian tasapainolämpötilassa pois. Venuksen laskennallinen lämpötila olisi noin 55 celciusastetta mutta kasvihuoneilmiö muuttaa tasapainotilaa tehden planeetan pinnasta kuuman 460 celciusasteen rajan rikkovan pätsin, jossa metalleista jopa lyijy ja sinkki sulavat nesteiksi.

Pyrkimys löytää maankaltaisia elämälle soveltuvia planeettoja toisten tähtienkiertolaisina on erittäin ongelmallista vailla mahdollisuuksia tutkia planeettojen kaasukehien ominaisuuksia. Laskennalliselta lämpötilaltaan sopivaksi katsotut planeetat voivatkin osoittautua aivan liian kuumiksi elämän esiintymiselle, jos niiden pintaa vain peittää tarpeeksi paksu kasvihuoneilmiön aikaansaava kaasukehä. Ohut hiilidioksidista koostuva kaasukehä, kuten Marsilla, ei tuota juuri minkäänlaista kasvihuoneilmiötä ja siten Marsin keskimääräinen −60 °C pintalämpötila vastaa hyvin tarkkaan laskennallista arviota. Maakin on noin 40 celciusastetta laskennallista arvoa kuumempi 15 °C pintalämpötilallaan, joten planeettamme olisi ikijäähän vaipunut, monimuotoiselle maanpäälliselle elämälle epäsopiva planeetta ilman kaasukehämme hiilidioksidia ja muita kasvihuonekaasuja.

Oleellista on kaasukehän paksuus. Marsin ohut kaasukehä on vain noin prosentin Maan ilmakehän paksuudesta . Venuksen voimakas kasvihuoneilmiö puolestaan selittyy pääasiassa hiilidioksidista koostuvan kaasukehän massiivisella yli 90 ilmakehän paineella, joka voimistaa kasvihuoneilmiön planeetan pinnalla äärimmilleen. Laskennallinen termodynaaminen tasapainolämpötila antaa siksi vain planeetan pintalämpötilan alarajan, ja todellisten pintaolosuhteiden selvittäminen vaatiikin kaasukehän ominaisuuksien tuntemista. James Webb -avaruusteleskoopilla on mahdollista selvittää lähimpien tähtiensä editse radallaan kulkevien planeettojen olosuhteita.

---

Läheisessä punaisen kääpiötähden TRAPPIST-1 planeettakunnassa on seitsemän maapallon kokoluokkaan kuuluvaa kiviplaneettaa, joiden kaasukehien ominaisuuksia on päästy ensi kertaa tutkimaan JWST:n avulla. Planeetoista lähimpänä tähteään sijaitsevan planeetan TRAPPIST-1 b kaasukehästä koetettiin saada tietoa tarkkailemalla sen ylikulkuja infrapuna-alueella mutta merkkejä kaasukehän olemassaolosta ei havaittu. Planeetan kaasukehä on korkeintaan hyvin ohut, vain kymmeneksen Maan ilmakehän paksuudesta, todennäköisesti jopa sitäkin heikompi. Sen pinnalla kasvihuoneilmiö voi siksi vaikuttaa lämpötilaan vain hyvin vähän kuten Marsissa, tai kaasukehää ei ole lainkaan kuten Merkuriuksen pinnalla. Planeetan pintalämpötila on noin 230 °C, mikä tarkoittaa käytännössä sitä, että se on likimain kaasukehätön, kuuma kivenmurikka lähellä tähteään.

Ensimmäinen yritys havaita merkkejä lähitähteä kiertävän kiviplaneetan kaasukehästä veti siis vesiperän. Tähtitieteilijöiden tavoitteena on kuitenkin tutkia jokaista TRAPPIST-1 tähden planeettaa, ja tuoreet tulokset kertovat planeetan TRAPPIST-1 c ominaisuuksista. JWST:n havaintojen perusteella planeetta c, joka on pintalämpötilaltaan noin 110 °C kuumuudessa, on niinikään vailla kaasukehää tai se on vain hyvin ohut kuten Marsilla. Skenaariot venuksenkaltaisista olosuhteista, joissa kaasukehä tuottaa voimakkaan kasvihuoneilmiön, voidaan sulkea pois, koska planeetan valoisan puolen pintalämpötila on yhteensopiva kaasukehättömän kappaleen kanssa. Tulos on kiusallinen, koska ihmiskunnan käytössä oleva havaintokapasiteetti on toistaiseksi riittänyt kahden kivisen planeetan kaasukehien ominaisuuksien havaitsemiseen ja molemmat on todettu likimain kaasukehättömiksi kappaleiksi.

Joudumme vetämään johtopäätöksiä TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehien ominaisuuksista perustuen siihen, että niitä ei saatu havaituksi. Se on kuitenkin hyvin yleinen tapa saavuttaa tietoa tähtitieteessä, koska havainnon ollessa teknisesti mahdollinen, sen jääminen toteutumatta antaa uutta tietoa havaittavasta kohteesta. Oleellista on se, että voimme sulkea pois joitakin selitysmalleja planeettojen fysikaalisista ominaisuuksista — nyt tiedämme se, että niiden kaasukehät ovat ohuempia kuin omalla planeetallamme ja että ne eivät missään tapauksessa koe musertavaa kasvihuoneilmiötä kuten Venus.

Havaittavissa olevien kaasukehien puute voi kertoa jotakin TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoista mutta on hyvinkin mahdollista, että se on yleistettävissä koskemaan kaikkia vastaavanlaisia punaisia kääpiötähtiä. On mahdollista, että lähellä tähtiään, niiden säteilyn, hiukkastuulen ja purkausten syleilyssä, pienet kiviplaneetat menettävät herkästi koko kaasukehänsä. Se ei lupaa hyvää yrityksille havaita vain hiukan kauempana radoillaan sijaitsevien viileämpien ja siten elinkelpoisempien planeetojen kaasukehien ominaisuuksia. Jos niidenkin kohdalla merkit kaasukehästä jäävät havaitsematta, on selvää, että toiveet punaisten kääpiötähtien planeettakuntien elinkelpoisuudesta saavat kovan kolauksen. Lähin punaisen kääpiötähden planeettakandidaatti eläväksi planeetaksi, Proxima b, on entistä todennäköisemmin kuollut kivi aktiivisen tähtensä vieressä.

Ei ole kuitenkaan syytä lannistua, koska TRAPPIST-1 järjestelmän huomattavasti viileämmät ulommat planeetat voivat pitää kiinni kaasukehistään huomattavasti kahta sisäplaneettaa helpommin. Joka tapauksessa, voimme nyt ensi kertaa vertailla eksoplaneetoista saatuja tietoja oman aurinkokuntamme planeettojen hyvin tunnettuihin ominaisuuksiin ja jo se on suunnattoman arvokasta koettaessamme selvittää kosmisten naapurimaailmojemme olosuhteita.

---

Puuttuvat jupiterit

15.6.2023 klo 10.32, kirjoittaja Mikko Tuomi
Kategoriat: Eksoplaneetat , Havaitseminen , Synty ja kehitys

Oman planeettakuntamme silmiinpistävin tunnusmerkki on Aurinkoa kiertävä jättiläisplaneetta Jupiter. Se on suurin Aurinkokunnan planeetoista, ja vaikka kalpeneekin massaltaan tuhat kertaa suuremman Auringon rinnalla, se sisältää silti noin 70% kaikkien planeettojen yhteenlasketusta massasta. Samoin Jupiterin rataliike muodostaa noin 60% kaikesta Aurinkokunnan pyörimismäärästä. Monella tapaa Aurinkokunnan ensimmäisen asteen approksimaatio tarkoittaa Auringon ja Jupiterin muodostamaa paria — kaikki muu, planeetat ja pienemmät kappaleet, edustavat ikäänkuin vain pieniä poikkeamia Jupiterin hallitsemaan Aurinkokuntaan tähtemme ympärillä.

Jos havaitsisimme Aurinkokuntaa ja sen planeettoja jotakin toista tähteä kiertävän planeetan pinnalta käsin, kuvamme järjestelmästä ei juuri poikkeaisi tästä. Luultavasti emme näkisi ainoankaan planeetan ylikulkua, ja jos sellainen sattusikin tapahtumaan, todennäköisimmin kyseessä olisi pienen Merkuriuksen ylikulku, jota nykytekniikalla emme kykenisi havaitsemaan luotettavasti. Radiaalinopeusmenetelmällä taas havaitsisimme verrattaen helposti Jupiterin 12 vuoden syklin. Saattaisimme myöhemmin saada esiin merkkejä Saturnuksen kertoimella neljä heikommasta signaalista 29 vuoden syklillä, jos vain kykenisimme tekemään säännöllisesti havaintoja vuosikymmenten ajan. Saisimme kuitenkin varmuudella selville, että planeettakuntaa dominoi jättiläisplaneetta ja jo se tekisi planeettakunnasta hiukan poikkeuksellisen. Jättiläismäisiä kaasuplaneettoja kun löytyy vain joka kymmenennen auringonkaltaisen tähden kiertoradoilta. Maailmankaikkeuden yleisimpiä tähtiä, pienimassaisempia punaisia kääpiötähtiä, kiertämässä ne ovat vieläkin harvinaisempia.

Voimme havaita mainiosti jupiterinkokoisia ja -massaisia planeettoja läheisten tähtien kiertoradoilla. Voimme tehdä sen jopa niin hyvin, että kykenemme laskemaan tarkkoja arvioita niiden esiintymistodennäköisyydelle erilaisilla kiertoradoilla. Kuumat jupiterit tähtien lähellä voidaan havaita niin niiden ylikuluista kuin radiaalinopeushavainnoilla, joilla paljastui vuonna 1995 planeettatyypin ensimmäinen edustaja, 51 Pegasi b. Aivan samoin voimme nähdä pidemmillä kiertoradoilla hitaasti liikkuvat jättiläiset radiaalinopeusmenetelmän ja astrometrian ansiosta. Lähin sellainen on tähteä Epsilon Indi kiertävä kaasuplaneetta.

Jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, olivat ne sitten radoillaan tähtensä lähellä tai kauempana, ei kuitenkaan synny yhtä helposti kaikkien tähtien kiertoradoille. Se ei oikeastaan ole yllättävää, koska tähden syntyessä kasaan romahtavan tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven massa määrittää syntyvän tähden massaa, ja samalla planeettojen syntyyn käytettävissä olevan materian määrää. Mutta mikään luonnonlaki ei sano, että kevyempien tähtien ympärille tulisi aina syntyä keveämpiä kertymäkiekkoja, joiden aineksesta planeetat vuorostaan saavat alkunsa. Tunnemme myös useita punaisia kääpiötähtiä, joiden kiertoradoilla on kaasujättiläisiä, joten kokonaiskuva jättiläisplaneetoista vaatii tarkempaa tutustumista siihen, mitä oikeastaan tiedämme planeettojen esiintymisestä lähitähtien järjestelmissä.

Lasketaan mitä ei havaittu

Arvioitaessa tähtitieteellisten kappaleiden kuten jättiläisplaneettojen yleisyyttä, ei riitä, että lasketaan vain havaitut kappaleet ja vedetään sitten johtopäätöksiä. On aina huomioitava sekä se, mitä havaittiin, että se, mitä ei havaittu, vaikka havainto olisi ollut mahdollinen havaintotarkkuuden puitteissa.

Oletetaan, että jonkin tähden kiertoradalta ei havaittu jättiläisplaneettaa, vaikka tähteä tarkkailtiin kymmenen vuoden ajan radiaalinopeusmenetelmällä. Jos havainnot ovat niin tarkkoja, että jättiläisplaneetan merkit löytyisivät takuuvarmasti, voidaan sittenkin sanoa vain, että tähteä ei kierrä ainutkaan jättiläisplaneetta noin viiden Maan rataetäisyyden sisäpuolella. Sitä ulommasta planeetasta ei voida sanoa paljoakaan, koska sen aiheuttamat muutokset tähden liikkeeseen eivät riittäisi määrittämään planeetan rataa eikä silloin olisi mahdollista todentaa, että kyseessä on todellakin planeetan vetovoimavaikutus himmeän tähtikumppanin sijaan. Koska täysin taivaan tasossa tähteään kiertävät planeetat jäävät joka tapauksessa havaitsematta radiaalinopeusmenetelmällä, joka siis perustuu tähden liikkeen havainnointiin meitä kohti ja meistä poispäin, ei absoluuttista tietoa planeetoista minkään tähden kiertoradoilla edes voida saada — kokonaisarviot ovat vain todennäköisyyksiä suurelle joukolle tähtiä.

Tilanne on vieläkin hankalampi ylikulkumenetelmälle, jonka avulla voidaan havaita planeettoja vain siinä harvinaisessa erikoistapauksessa, että ne kulkevat täsmälleen tähden pinnan editse. Silloin ainakin 99% kaikista planeetoista jää aina havaitsematta, joten todennäköisyyslaskenta on vieläkin suuremmassa roolissa. Jos esimerkiksi 100 000 tähden tarkkailu avaruusteleskoopilla paljastaa 50 kuumaa jupiteria niiden ylikuluista, voidaan johtopäätöksenä todeta, että kuumia jupitereita on tähdistä ainakin 5000 ympärillä, ja siksi niitä löytyy kiertämässä noin 5% kaikista tähdistä. Kyse on valintaefektin huomioimisesta — emme saa näytettä kaikkien havaittujen tähtien planeetoista, vaan vain niiden, joita kiertäviä planeettoja tosiasiallisesti kykenemme havaitsemaan. Perusteiltaan laskelmat vastaavat todennäköisyyslaskennan alkeita, mutta muuttuvat nopeasti monimutkaisiksi, kun havaintotodennäköisyys on riippuvainen planeetan ja sen kiertoradan sekä tähden monista ominaisuuksista.

Tutkijat ovatkin selvittäneet miten jättiläisplaneettojen olemassaolo ja siten synty riippuu tähden ominaisuuksista. Se on mahdollista havaitsemalla planeettoja lukuisten tähtien kiertoradoilta ja arvioimalla planeettojen esiintymistodennäköisyyksiä erilaisille tähtien tyypeille. On vain ensin laskettava kuinka monta planeettaa löytyi kunkin tähtityypin kiertoradoilta. Huomioimalla, että niiden esiintymistodennäköisyys kerrottuna havaintotodennäköisyydellä antaa tulokseksi havaittujen planeettojen suhteellisen määrän, voidaan arvioida esiintymistä ja siten planeettojen todellista määrää kohteena olevien tähtien kiertolaisina. Tuloksena voidaan todeta, että jättiläisplaneettoja on kaikkien tähtityyppien kiertolaisina muttei yhtä paljon.

Auringonkaltaisista tähdistä noin yksi kymmenenstä jakaa järjestelmänsä ainakin yhden jättiläisplaneetan kanssa. Aurinkoa kaksi kertaa massiivisemmilla tähdillä puolestaa planeettoja on noin joka kuudennella, kun taas Aurinkoa puolet keveämmillä vain joka kolmannellakymmenennellä. Kaikkein keveimpien kääpiötähtien kiertoradat ovat kaikkein hankalimpia paikkoja jättiläisplaneettojen synnylle. Kun tähdet ovat massaltaan noin komanneksen Auringosta tai sen alle, niiden kiertoradoilta löytyy jättiläisplaneettoja keskimäärin vain yhdeltä tähdeltä sadasta. Jättiläisplaneettoja siis syntyy herkimmin sinne, missä materiaa tähden syntyyn on eniten ja siten tuloksena on massiivisempia tähtiä. Jos tähtienvälistä materiaa, kaasua ja pölyä, liikenee vain pienen tähden syntyyn, on jättiläisplaneettojenkin synty epätodennäköisempää. Kyse ei siten ole sattumasta, vaan planeettojen synnyn lainalaisuudesta.

Pienempiä Maan kokoisia planeettoja lainalaisuus ei kuitenkaan koske. Kooltaan ja massaltaan maankaltaisia planeettoja on jopa enemmän pienimpien tähtien ympärillä. Syiden selvittäminen pienempien planeettojen yleisyyden taustalla on puolestaan vasta aluillaan. Se kuitenkin tiedetään, että Jupiterinkaltaisten planeettojen järjestelmissä, joissa kaasuplaneetta kiertää tähteään kaukana järjestelmän viileissä ulko-osissa, on lähempänä tähteä runsaasti tilaa lämpimille kiviplaneetoille kuten Maa. Jos taas järjestelmän jättiläisplaneetta on niin sanottu kuuma jupiteri, joka kiertää tähteään sen pintaa viistäen, maankaltaisten planeettojen esiintyminen on epävarmaa, koska kuumat jupiterit hävittävät koko sisemmän planeettakunnan muuttaessaa ulommilta kiertoradoiltaan tähtiensä lähelle. Tai niin ainakin luulimme. Uusi Kepler -avaruusteleskoopin ylikulkuhavaintoihin perustuva tutkimus kertoo, että osassa kuumien jupiterien järjestelmiä pienemmät planeetat voivat säilyä radoillaan. Se on kuitenkin vain alustava havainto ennen kuin opimme ymmärtämään paremmin mitä tulokset merkitsevät järjestelmien muiden planeettojen kannalta.