Jättiläiset ja kääpiöt
Planeettoja ja tähtiä on monen kokoisia. Puhdas koko ei kuitenkaan tarjoa keinoa kertoa onko kappale tähti vai planeetta. Suurimmat kaasuplaneetat ovat vain hiukan pienempiä kuin pienimmät punaiset kääpiötähdet, mutta jotkut planeetat ovat pienimpiä tähtiäkin suurempia. Siihen on syynä fysiikka.
Massiivisimmat jättiläisplaneetat ovat karkeasti kymmenen kertaa Jupiteria massiivisempia mutta vain hiukan suurempia. Syynä on niiden kaasun kokoonpuristuminen suhteessa massaan — massiivisempi planeetta vetää kaasukehäänsä puoleensa voimakkaammin. Silloin massiivisemman planeetan suurempi ainesmääärä pakkautuu tiiviimmin ja planeetta kykenee pitämään kaasukehänsä ulko-osat suunnilleen yhtä laajana riippumatta siitä ainesmäärästä, jonka planeetta on haalinut itseensä.
Kaasukehä voi kuitenkin olla merkittävästi laajempi kuumien jupiterien tapauksessa. Ne kiertävät tähtiään hyvin lähellä, jolloin tähden säteily lämmittää niiden kaasukehiä voimakkaasti. Kuuma kaasu puolestaan laajenee, joten kuumat jupiterit voivat olla joissakin tapauksissa kooltaan kaksinkertaisia verrattuna Jupiteriin — tai jopa vieläkin suurempia (Kuva 1.). Massan kasvu ei kuitenkaan kasvata niiden kokoa merkittävästi ja siksi kappaleen koko pysyy suunnilleen samana massan kasvaessa vielä kauas planeettojen massa-alueen ulkopuolelle. Noin kolmentoista Jupiterin massan tuolla puolen kappaleen ytimen kuumuus kasvaa niin suureksi, että vedyn raskas isotooppi deuterium fuusioituu heliumiksi. Silloin ei puhuta enää planeetoista, vaan ydinreaktioissa jonkin verran energiaa tuottavista ruskeista kääpiöistä. Ne ovat näkökulmasta riippuen joko epäonnistuneita tähtiä tai ylikasvaneita planeettoja, mutta muodostavat kokonaan oman taivaankappaleiden luokkansa.
Ruskeat kääpiöt kääntävät tavallaan kappaleen massan ja koon välisen suhteen päälaelleen. Mitä suurempi ruskean kääpiön massa on, sitä pienikokoisemmaksi se pakkautuu vetovoimansa ansiosta. Kun energiantuotanto ytimessä on vain vähäistä, ruskeiden kääpiöiden aines pääsee pakkautumaan tiiviimmäksi massan kasvaessa ja vetäessä sitä kovemmin puoleensa. Vaikutus on vain pieni, mutta silti havaitavissa ja siksi jopa 80 kertaa Jupiteria massiivisemmat ruskeat kääpiöt ovat keskimäärin pienikokoisempia kuin suurikokoiset jättiläisplaneetat. Noin 80 Jupiterin massaa riittää kuitenkin kasvattamaan kappaleen ytimen paineen niin suureksi, että tavallinen vety osallistuu fuusioreaktioon ja kappaleen luonne muuttuu tavalliseksi tähdeksi. Silloin puhumme punaisista kääpiötähdistä, jotka tuottavat heikkoa punertavaa valoa.
Pienimmät tähdet eivät eroa paljoakaan suurimmista ruskeista kääpiöistä, eivätkä poikkea niistä kooltaan merkittävästi. Ne ovat siksi edelleen suunnilleen Jupiterin kokoisia kappaleita. Siksi pieniä tähtiä kiertävien massiivisten planeetttojen tutkiminen vaikkapa ylikulumenetelmällä olisi kaikkein helpointa. Planeetat peittäisivät jaksollisesti tähtensä suureksi osaksi, joten niiden aiheuttamat tähden himmennykset olisivat merkittävän suurina helposti havaittavissa. Sellaisia planeettakuntia ei kuitenkaan tunneta kuin kourallinen. Kuumat jupiterit, joiden ylikulut olisivat havaittavissa pienen punaisen kääpiötähden editse vaikuttavat olevan erittäin aliedustettuina. Miksi maailmankaikkeus ei tuota sellaisia parivaljakoita kuin vain harvoin?
Pienten tähtien jättiläisplaneetat
Toisinaan tähtitieteilijät löytävät varsin erikoisia tapauksia, planeettakuntia, joissa pientä tähteä kiertää jättiläisplaneetta tai jopa useampi. Yksi kuuluisimmista on pieni punainen kääpiötähteä Gliese 876 kiertävä jättiläisplaneettojen parivaljakko. Järjestelmä löytyi jo eksoplaneettatutkimuksen aamuhämärissä, kun sen kiertolaisten olemassaolo raportoitiin vuosina 1998 ja 2001. Radiaalinopeusmenetelmällä tehdyt havainnot kahdesta resonanssiradalla tähteä kiertävästä kaasujättiläisestä olivat tuolloin hämmästyttävä tulos, eikä mielenkiinto järjestelmään hiipunut myöhemminkään, kun sen kiertoradoilta paljastui kaksi pienempää planeettaa jättiläiskaksikon ratojen sisä- ja ulkopuolelta. Järjestelmä on arkkitehtuuriltaan varsin poikkeava, ja muodostumishistorialtaan hyvin epätodennäköinen sattumus, mutta selitettävissä sittenkin jättiläisplaneettojen vaiheittaisella muuttoliikkeellä tähden lähelle yhdessä toisten planeettojen kanssa. Tarvitaan jotakin erityistä, jotta suuria planeettoja muodostuu pienten tähtiten kiertoradoille ja tarvitaan vielä lisää sattumuksia, jotta ne päätyisivät aivan tähtiensä lähelle.
Kuumia jupitereita on pienten tähtien kiertoradoilla vain kourallinen. Alle promillella punaisista kääpiötähdistä on kiertolaisenaan kaasujättiläinen aivan lähellään. Siksi jokainen uusi löytö antaa uutta tietoa siitä jättiläisplaneettojen joukosta, joka punaisilla kääpiöillä on seuranaan. Kaksi kuumaa punaisten kääpiöiden jupiteria onkin varmistunun aivan hiljattain niiden löydyttyä TESS -avaruusteleskoopin havainnoista.
Nimillä TOI-5916 ja TOI-6158 tunnetut kohteet ovat aivan tavallisia punaisia kääpiötähtiä Auringon lähiavaruudessa. Ne ovat massaltaan noin puolet Aurigosta, eivätkä siksi ole pienimpien mahdollisten tähtien joukossa. Tähdet ovat verrattaen kookkaita punaisiksi kääpiöiksi. Mutta molempien kiertoradoilta, aivan tähtien vierestä, paljastui kuuma kaasujättiläinen tarkoista planeettojen ylikulut paljastavista kirkkausmittauksista.Planeetat ovat massaltaan hiukan Jupiteria pienempiä ja kiertävät tähtensä 2-3 päivässä, mikä tekee niistä varsin lämpimiä pinnaltaan. Ne eivät ole yhtä kuumia kuin jopa 2000 celciusasteeseen lämpenevät auringonkaltaisten tähtien kuumat jupiterit. Noin 300-400 celciusasteen lämpötiloissa ne saattavat laajeta hiukan, mutta se ei ole alkuunkaan varmaa.
Planeettojen suhteellisen koon näkee mainiosti yhdellä vilkaisulla ylikulkuhavainnoista (Kuva 3.). Tähden noin viiden prosentin himmeneminen tarkoittaa sitä, että planeetta peittää viitisen prosenttia tähden pinnasta. Jos ajatellaan tähden näkyvän ympyränmuotoisena taivaan kohteena, planeetan siitä peittämä pienempi ympyrä on silloin pinta-alaltaan viisi prosenttia tähden ympyrän pinta-alasta. Pieni geometrinen ajatusharjoitus paljastaa, että planeetta on silloin säteeltään peräti 22% tähdestä, mikä tekee niiden kokoerosta maltillisen. Esimerkiksi Jupiter on kooltaan 10% auringosta ja peittäisi siksi sen pintaa ylikulun aikana vain prosentin verran.
Löydöissä on silmiinpistävää jättiläisten alhainen tiheys. Vaikka ovat kooltaan Jupiteria suurempia, planeetat koostuvat Saturnuksen tapaan niin harvasta aineksesta, että vastaavan tiheyden kappaleet kelluisivat vaikka vesiastiassa. Siitäkin huolimatta, että ytimessään kaasuplaneetat ovat hyvin tiheitä sen koostuessa kiviplaneettojen tapaan kivestä ja metalleista, niiden vedystä ja heliumista muodostuneet ulko-osat ja kaasukehä ovat hyvin harvaa ainesta. Kyse ei kuitenkaan ole sattumasta. Suuri osa vastaavista kuumista jupitereista on hyvin matalan keskitiheyden maailmoja. Erityisesti se kourallinen kaasuplaneettoja, jonka tunnemme kiertämässä lähellä punaisia kääpiötähtiä, vaikuttaa koostuvan vastaavista matalan tiheyden planeetoista.
Punaisten kääpiötähtien lähellä kaasuplaneetat eivät yleisesti laajene merkittävästi lämmön vaikutuksesta. Tarkasteltaessa useita planeetoja suhteessa siihen kuinka paljon lämmittävää säteilyä ne pinnalleen saavat, planeettojen koko vaikuttaa pysyttelevän samankaltaisena. Niiden kokoa säätelee siten voimakkaammin koostumus ja massa. Massan suhteen on kuitenkin olemassa eräänlainen rajoite. Punaisten kääpiöiden kiertolaisina ei synny suuria superjupitereita, vähintään noin kaksi kertaa Jupiteria massiivisempia planeettoja. Vaikuttaa siltä, että niiden synty estyy, koska jos materiaa ei riitä kuin pienen tähden syntyyn, sen ympärille ei myöskään jää massiivisen kaasuplaneetan syntyyn riittävää määrää pölyä ja kaasua. Materian määrä onkin yksi oleellisimpia planeettojen ja tähtien kokoa rajoittavia tekijöitä.
Kaasuplaneetat ovat ominaisuuksiltaan hyvin samanlaisia sekä auringonkaltaisten että punaisten kääpiötähtien ympärillä, jos jätämme superjupiterit pois laskuista. Niiden rataetäisyyyksissä on kuitenkin kiinnostava ero. Punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla kaikki on tähteä lähempänä, ja kaasuplaneetat eivät tee siihen poikkeusta. Planeetat ovat keskimäärin karkealla kertoimella kymmenen lähempänä punaisten kääpiöiden pintaa kuin auringonkaltaisia tähtiä. Siihen on mitä luultavimmin syynä yksinkertaisesti punaisten kääpiöiden pienempi massa. Kuumat ja lämpimät jupiterit syntyvät useimmin joutuessaan hyvin soikeille radoille, joilla ne ryhtyvät kulkemaan hyvin läheltä tähteään ennen palaamistaan kauemmaksi, jopa planeettakunnan ulko-osiin. Silloin niiden radat pyöristyvät tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta. Planeetat menettävät liike-energiaansa ja radan kaukaisin piste siirtyy vuosimiljoonien kuluessa lähemmäs tähteä kunnes rata on pyöristynyt ympyräksi. Keveämpien tähtien ympärillä saavutetaan riittävän suuria vuorovesivoimia lähempänä niiden pintaa, joten kuumat jupiteritkin päätyvät lähemmäksi niissä harvinaisissa tilanteissa, kun niitä pääsee syntymään.
Kirsikkana kakun päällä on vielä metallipitoisuus, eli heliumia raskaampien alkuaineiden määrä siinä aineksessa, josta tähti ja sen planeetat saivat alkunsa. Suurempi metallipitoisuus tuottaa herkemmin jättiläisplaneettoja, koska planeettojen syntyyn on saatavilla enemmän pölyä ja protoplaneetat kasvavat massiivisemmiksi nopeammin. Kokonaisuutena jättiläisplaneettojen syntyä ymmärretään jo varsin hyvin, vaikka opimmekin siitä lisää kaiken aikaa.
Aurinkokunnassa on massiivinen Jupiter kiertämässä Aurinkoa kerran kahdessatoista vuodessa. Mutta se on maailmankaikkeuden mittakaavassa suhteellinen harvinaisuus. Valtaosalla tähdistä ei ole kaasujättiläisiä kiertolaisinaan, ja maailmankaikkeuden yleisimmillä tähdillä, punaisilla kääpiötähdillä on niitä kumppaneinaan vielä kertoimella kymmenen harvemmin. Planeettakuntien yleisin rakenne vastaa kourallista kiviplaneettoja tähden lähellä, ehkäpä kumppaninaan vielä yksi tai useampi minineptunus. Planeetat ovat siksi tyypillisesti tähtiään valtavasti pienempiä.