Katse elinkelpoisen planeetan kaasukehään
Osaamme tehdä havaintoja kiviplaneettojen kaasukehistä. Kuumien, laavaplaneetoiksikin kutsuttujen kiviplaneettojen kaasukehiä osataan jo havaita ja niiden kaasukehien ominaisuuksista saadaan jatkuvasti uutta tietoa. Viimeisimpänä esimerkkinä on TOI-561 b, ultrakuuma supermaapallo kiertämässä vanhaa auringonkaltaista tähteä aivan sen pinnan vieressä yhdessä neljän muun planeetan kanssa. Planeettakunta on yksi vanhimmista tunnetuista peräti 5.5 miljardia vuotta Aurinkokuntaa iäkkäämpänä. Sisimmän kiertolaisen pinta on planeetaksi äärimmäisen kuuma ja sen lämpötila kohoaa valaistulla puolella peräti 2200 celciusasteeseen. Mutta tutkijoiden hämmästykseksi kuumuus ei ole suuruudeltaan odotettua, vaan planeetan kaasukehä pitää lämpimän puoliskon arvioitua viileämpänä siirtämällä tehokkaasti lämpöä pimeälle puolelle, josta se karkaa avaruuteen. Planeetalla siis on kaasukehä.
Tieto varmistui James Webb -avaruusteleskoopilla tehdyistä havainnoista, joissa ilmeni planeetan lämpötilajakautuman poikkeavan merkittävästi ennustetusta. Valaistu pinta on arvioitua selvästi viileämpi. Kaasukehän olemassaolo on ainoa mahdollinen tapa viilentää planeetan valaistua pintaa, mihin vaaditaan jonkin väliaineen virtaamista kuumalta puolelta pimeälle. Hiilidioksidista ja hiilimonoksidista koostuva kaasukehä on juuri sopiva siihen rooliin.
Kuumien planeettojen kykyä pitää kiiinni kaasukehistään aivan tähtensä vierellä on kuitenkin epäilty, koska tähden voimakas korkeaenerginen säteily ja hiukkastuuli puhaltavat kaasukehän molekyylejä tehokkaasti avaruuteen. Luonnon siihen tarjoama ratkaisu on puolestaan hyvin suoraviivainen. Laavaplaneetat toden totta menettävät kaasukehänsä kaasua koko ajan, mutta planeetan peittämä laavameri myös vapauttaa kaasuja jatkuvasti pitäen kaasukehän paksuna jopa miljardeja vuosia vanhalla maailmalla. Kauttaaltaan laavasta koostuva planeetan vaippa sisältää niin paljon ainetta, että kaasukehän uusiutuminen ei ehdi koskaan loppua.
Laavaplaneettojen kaasukehät sotivat perinteisiä käsityksiä vastaan. Pienillä planeetoilla ei pitänyt olla kykyä pitää kiinni kaasukehästään aivan tähden lähellä ja tutkijat olivatkin kehittäneen asian kuvaamiseen kosmiseksi rantaviivaksi kutsutun käsitteen. Sen avulla määritetään mitkä planeetat ovat kykenemättömiä pitämään kiinni kaasukehistään, ja mitkä voivat pysyä niiden verhoamina omassa säteily-ympäristössään. Kaasujen pakenemiseen planeetan kaasukehästä vaikuttaa tähden korkeaenerginen säteily sekä planeetan pakonopeus, eli nopeus, joka molekyylin on saatava, jotta se voi paeta planeetan vetovoimakentän piiristä. Suurempi korkeaenergisen säteilyn määrä saa suuremman määrän molekyylejä pakenemaan mutta vastaavasti suurempi pakonopeus pienentää niiden pakotodennäköisyyttä. Laavaplaneetat osoittivat ajatuksen liian yksinkertaiseksi, koska kaasukehiin vaikuttaa muitakin tekijöitä, kuten niiden uusiutumisnopeus (Kuva 1.). Se taas riippuu geologisista prosesseista ja siten syvällisesti planeettojen koostumuksesta ja ominaisuuksista. Kaasukehien olemassaoloa eivät siksi ennusta yksinkertaiset lainalaisuudet kuin vain karkealla tavalla.
Kosmisen rantaviivan ajatus on silti toimiva. Se vain vaikuttaa olevan monimuotoisempi kuin on aiemmin ymmärretty. Käsite on joka tapauksessa avainasemassa tutkittaessa pieniä punaisia kääpiötähtiä kiertävien planeettojen mahdollisuuksia olla elinkelpoisia. Siihen kun tarvitaan ehdottomasti kaasukehä.
Vaikka havainnot ovat toistaiseksi olleet rajoittuneita kaikkein helpoimmin tutkittaviin kappaleisiin, kuten juuri laavaplaneettoihin, edistysaskeleita tehdään koko ajan. Tutkijat osaavat saada selville yhä tarkempaa tietoa pienten elinkelpoisen vyöhykkeen eksoplaneettojen kaasukehistä. Pääroolissa tutkijoiden selvitystyössä onkin ollut vanha tuttu, seitsemän kiviplaneetan muodostaman planeettakunnan keskustähti, pieni punainen kääpiö TRAPPIST-1.
Hankaluudet kaasukehän tutkimisessa
Laavaplaneettojen tapauksessa havainnot kaasukehästä saadaan hyvin suoraviivaisella tavalla. Tarkoilla havainnoilla voidaan katsoa tähden ja planeetan muodostaman parin kirkkautta infrapuna-alueella. Kun planeetta kulkee radallaan tähden eteen, nähdään sen ylikulku ja kokonaissäteilyn näennäinen himmeneminen planeetan peittäessä tähden pinnasta ympyränmuotoisen alueen. Mutta toisenlainen, sekundäärinen ylikulku tapahtuu silloin, kun planeetta kiertää tähtensä taakse. Silloin planeetan valaistu, kuuma pinta katoaa hetkeksi näkyvistä, mikä tuottaa sekin pienen himmenemisen. Himmenemisen suuruus puolestaan paljastaa planeetan pintalämpötilan valaistulla puoliskollaan, mikä antaa mahdollisuuden laskea kuinka nopeasti lämpöä siirtyy pimeälle puolelle. Se kertoo kaasukehän paksuudesta ja kyvystä siirtää lämpöä tuulten mukana.
Viileämmät ja siten elinkelpoisen vyöhykkeen planeetat eivät tarjoa juurikaan mahdollisuuksia sekundäärisen ylikulun mittaamiseen. Planeetat säteilevät niin vähän lämpösäteilyä, että sen erottaminen edes niiden valaistuilta puolilta on lähinnä teoreettinen mahdollisuus. TRAPPIST-1 -järjestelmän kiviplaneetat ovat kuitenkin osoittautuneet tärkeiksi kohteiksi, koska yhtä ainoaa tähteä havaitsemalla voidaan tutkia peräti seitsemää toisistaan poikkeavaa maailmaa. Avuksi tarvitaan läpäisyspektroskooppinen menetelmä, jolla järjestelmän kiertolaisista on jo saatukin joitakin tietoja.
Luonto vain ei anna tietoa maailmoista niin helposti kuin haluaisimme. Läpäisyspektroskopian periaate on hyvin yksinkertainen, ja se perustuu vain ylikulun ominaisuuksien ja siten planeetan koon mittaamiseen eri aallonpituuksilla. Planeetta voi vaikuttaa suuremmalta jollakin aallonpituuksilla, jos sen kaasukehässä on sopivia molekyylejä sitomassa juuri niiden aallonpituuksien säteilyä. Eri molekyylit virittyvät eri aallonpituuksien säteilystä, joten periaatteessa on mahdollista havaita vain planeetan koko laajalla skaalalla aallonpituuksia ja määrittää havainnoista kaasukehän paksuus ja koostumus. Ongelmaksi muodostuu kuitenkin tulosten suuri epävarmuus. Pienten kiviplaneettojen kaasukehät ovat ohuita ja mahdolliset muutokset planeetan näennäisessä koossa ovat siksi hyvin pieniä. Se ei kuitenkaan riitä. Myös tähdet tekevät kaikkensa, jotta mittaukset olisivat mahdollisimman hankalia.
Tähtien pinnat eivät ole tasaisia, vaan kirkkaudeltaan vaihtelevia. Lukuisten tähtien pintaa täplittävät erikokoiset tähdenpilkut, joiden kohdalla tähden pinta on ympäristöään himmeämpi. Himmeyden aste voi vaihdella ja joidenkin pilkkujen yhteydessä on myös muuta pintaa kikkaampia kohtia. Pilkut ja niiden ryhmät ovat erittäin dynaamisia kokonaisuuksia. Ne syntyvät ja kuolevat päivien tai kymmenien päivien aikaskaalassa ja muuttuvat niin kooltaan kuin himmeydeltäänkin kiertäessään muun pinnan mukana tähden ympäri sen pyöriessä. Lopputuloksena tähden pinta on jatkuvasti kirkkaudeltaan erilainen, vaikka kirkkausvaihtelut pysyisivätkin vakaasti tietyissä rajoissa. Jo se tekee planeettojen ylikulkujen tarkasta mittaamisesta hankalaa — tähdenpilkkujen vaikutus ylikulkuihin voidaan määrittää vain aniharvoin, ja silloinkin vain, jos pilkut ovat hyvin viileitä ja tiukasti rajattuja alueita, eivätkä löyhiä pilkkujen joukkoja, jotka ovat vain hiukan muuta pintaa viileämpiä.
Pahinta on kuitenkin pilkkujen tuntematon lämpötilajakautuma. Ylikulkujen suuruus saattaa muuttua eri aallonpituuksien välillä pilkkujen vaikutuksesta, joten tähden pinnan vaikutukset on ensin kyettävä sulkemaan pois, jos halutaan selvittää kaasukehän läpäisyspektriä. Se taas on hankalaa, koska pilkkuja on paljon ja ne jättävät tunnusomaiset merkkinsä tähden kirkkausvaihteluihin. Mainion kokonaiskuvan havaintojen haasteista tarjoaa Kepler -avaruustelekoopin avulla K2 -havaintokampanjan puitteissa saatu havaintosarja (Kuva 2.). Tähti kirkastuu muutaman päivän välein epäsäännöllisen säännöllisesti muotoaan jatkuvasti muuttavan pilkkurakenteen tuottaessa himmentymiä tähden pyörimisen tahdissa. Kun tähden kirkkauskin tunnetaan vain keskimäärin, on vaikeaa mitata täysin luotettavalla tavalla planeettojen kokoa.
Kokonaisuutena on siten erittäin hankalaa tietää milloin planeetan näennäiseen kokoon vaikuttaa sen kaasukehän koostumus ja milloin jokin epäonnen tähdenpilkku, joka sattuu muuttamaan havaintolaitteeseen saapuvan säteilyn määrää juuri sopivalla aallonpituuskaistalla. Ei ole myöskään keinoja sanoa milloin tähden pinta olisi kokonaisuudessaan vapaa pilkuista, antaen keinon määrittää sen todellinen kirkaus ilman mittausta häiritseviä viileitä tähdenpilkkuja. Kuvan 2. havainnoista voi päätellä, että tähti olisi ilman pilkkuja vähintään noin prosentin keskiarvoaan kirkaampi, mutta sekään ei ole varmaa. On aina mahdollista, että sen pinnalla on pysyviä pilkkurakenteita, jotka himmentävät tähteä pitkiksi ajanjaksoiksi tasaisella tavalla. Sellaisia ainakin tunnetaan useiden aktiivisten tähtien napa-alueilta.
On kuitenkin mahdollista kalibroida havainnot siten, että pilkkujen ja muiden tähden pinnan epäsäännöllisyyksien vaikutukset voidaan eliminoida. Sellaisen mahdollisuuden tähden TRAPPIST-1 planeettakunnan tutkimiseen tarjoaa sisin planeetta, TRAPPIST-1 b. Julkaisussaan yhdysvaltalainen astronomi Natalie Allen yhdessä Nestor Espinozan kanssa keksi nerokkaan tavan kiertää tähdenpilkkujen havaintojen tulkintaan tuottamat ongelmat. Avainroolissa on järjestelmän sisin planeetta b, joka on riittävän pieni ja lähellä tähteään. Mallinnuksilla on ennustettu sen olevan vailla kaasukehää tähden hiukkastuulen ja korkeaenergisen säteilyn ansiosta. Samaa sanovat myös kaikki havainnot. Niiden mukaan TRAPPIST-1 b on karu, kaasukehätön kappale tähtensä paahteessa. Sen vuoksi onkin mahdollista käyttää sisimmän planeetan ylikulkuja vertailukohtana. Vailla kaasukehää planeetta näyttäytyy täsmälleen samankokoisena kaikilla aallonpituuksilla, joten havaintojen kalibroinnin voidaan katsoa onnistuneen, jos se tuottaa sisimmälle planeetalle yhtäpitävän kokoarvion eri aallonpituuskaistoilla. Jos taas saman kalibroinnin avulla paljastuu merkkejä vaihteluista jollekin tähden ulommista planeetoista, löytyy todennäköisin selitys ulomman planeetan kaasukehästä.
Allen ja Espinoza ryhmineen koettivat ajatusta varmistamalla ensin, että planeetan b läpäisyspektri vaikutti heidän rakentamallaan kalibrointimenetelmällä tasaiselta ja vailla merkkejä kaasukehästä, ja laskivat sitten tuloksensa planeetalle e. Vaikka vertailu ei ole aivan suoraviivaista (Kuva 3.), lopputuloksena planeetan e läpäisyspektri vaikutti tasoittuvan tasaisemmaksi kuin aiempien tulosten mukaan. Se tarkoittaa huonoja uutisia toiveille planeetan kaasukehän olemassaolosta muttei sittenkään anna mahdollisuuksia kovinkaan vahvoihin johtopäätöksiin. Tutkijoiden mukaan planeetan hiilidioksidipitoinen kaasukehä voitaisiin havaita James Webb -avaruusteleskoopilla noin 15 läpäisyspektrin avulla — toistaiseksi vaadittavia havaintoja on saatu tehtyä vasta kolme. Ne kertovat mahdollisista muutoksista läpäisyspektrissä eri ylikulkujen välillä, mikä kielii tähden aktiivisuuden tuovan mukanaan muutoksia spektreihin. Se taas hankaloittaa tulosten tulkintaa merkittävällä tavalla. Näennäiset heikot merkit kaasukehästä voivat hyvinkin johtua tähden muutoksista ja johtaa tutkijoita harhaan.
Pienten, elinkelpoisen vyöhykkeen planeettojen kaasukehien havaitseminen on ottanut jälleen yhden askeleen eteenpäin, ja kaksi taaksepäin. Kaasukehien havaitseminen vaikuttaa muuttuvan sitä vaikeammaksi mitä lähemmäksi niiden aiheuttamien merkkien havaitsemista pääsemme. Se ei kuitenkaan ole syy luovuttaa, vaan yrittää kovemmin. Tutkijoiden oppiessa käsittelemään havaintonsa aina vain paremmin ja keksiessä menetelmiä saada mittauksista lisää informaatiota irti pääsemme vielä jossakin vaiheessa sen kriittisen rajan yli, jossa voimme sanoa kykenevämme tutkimaan toisen maankaltaisen kiviplaneetan kaasukehää. Sitä rajaa ei ole ylitetty vielä, mutta näemme jo horisontissa tulevaisuuden, jossa pienten planeettojen kaasukehien tutkimus on suoranaista rutiinia. Nyt sille vasta asetetaan askelmerkkejä ja standardeja, kun opettelemme tekemään havaintoja, joita ihmiskunta ei ole koskaan ennen tehnyt.