Missä olet, pieni planeetta?
Auringossa on huomionarvoista se, että sillä ei ole kumppaninaan toista tähteä. Yksinäisyys on tähdille verrattaen yleistä, mutta tähdet syntyvät yleensä yhdessä. Kun tähdeksi tiivistyvä kaasupilvi pyörii liian vinhasti, jotta sen materia voisi romahtaa yhdeksi kappaleeksi oman vetovoimansa vaikutuksesta, tähtiä syntyy useampia. Pilvi fragmentoituu, jakautuen kahteen tai useampaan romahduskeskukseen, joista jokaisesta syntyy uusi tähti. Vaikka tähdistä ei muodostuisikaan kaksois- tai moninkertaisia järjestelmiä, ne joka tapauksessa syntyvät yleisesti joukoittain galaksin tähtienmuodostusalueilla. Aurinkokin sai alkunsa sellaisella alueella, mutta tähtemme kanssa syntyneet muut tähdet planeettoineen ovat jo hajaantuneet ympäri galaksia miljardien vuosien aikana, kun Aurinkokunta on kiertänyt Linnunradan keskusta.
Moninkertaisissa tähtijärjestelmissä planeettojen synty on tähtikumppaneiden rajoittamaa ja säännöstelemää. Soikealla radalla toisiaan kiertävät tähdet häiritsevät voimakkaasti toistensa planeetanmuodostusta, ja sinkauttavat materian ja mahdolliset protoplaneetat herkästi radoiltaan. Silloin planeettojen synty tyrehtyy laajoilla alueilla, joilla yksittäisten tähtien kiertoradoille syntyisi monipuolisia planeettakuntia. Silti, monilla kaksoistähdillä tai moninkertaisilla tähtijärjestelmillä on planeettansa. Niiden muodostuminen ja sallitut kiertoradat riippuvat tähtien rataetäisyyksistä, ratojen muodoista, ja järjestelmän yleisestä kehityshistoriasta. Minkä tahansa järjestelmän historiassa on voinut olla katastrofaalisia vaiheita, joissa koko tähtijärjestelmä on ajautunut kaaokseen ja jotkin tähdistä ovat saattanteet jopa sinkoutua avaruuteen. Tähtien on joka tapauksessa oltava riittävän kaukana toisistaan, jotta niistä toisen tai molempien kiertoradoilla voi olla planeettoja. Tuore planeettakuntalöytö haastaa kuitenkin aiemmat käsitykset siitä, mikä on riittävän kaukana.
Eräs läheisistä TESS -avaruusteleskoopin kohteista on luettelonimellään TOI-2267 tunnettu kaksoistähti. Se koostuu hyvin viileistä punaisista kääpiötähdistä, jotka kiertävät toisiaan arviolta kahdeksan Maan ratasäteen etäisyydellä. Tähdet rinnastuvat ominaisuuksiltaan lähinaapuriimme Proxima Centauriin, ollen hyvin samankaltaisia niin lämpötiloiltaan kuin massoiltaankin, vaikka toinen onkin hiukan Proximaa pienempi ja toinen suurempi. Ne ovat kauttaaltaan hyvin samankaltainen pariskunta, ja pyörivät molemmat vinhasti — pienempi kerran noin 12 tunnissa, kun taas suurempi pyörähtää ympäri kerran vajaassa 17 tunnissa.
Jo aiemmin tähden kirkkauskäyrästä oli havaittu pienenten planeettojen ylikulkujen merkit. Automatisoidut algoritmit vain eivät kyenneet huomioimaan tähden kaksoisluonnetta, mikä ei oikein selviäkään katsomalla ainoastaan TESS -avaruusteleskoopin mittaamaa kirkkautta. TESS:n havainnoista tähtiä ei voi nähdä erillisinä, vaan ne näkyvät yhtenä kohteena, koska koko taivaan kartoittamiseen tarkoitettu teleskooppi ei erota niin lähekkäisiä tähtiä toisistaan. Kyse onkin kaikkein intiimeimmästä tunnetusta tähtiparista, jossa vähintään yhdellä tähdistä on planeettakuntansa (Kuva 1.).
Kaksoistähtijärjestelmän TOI-2267 läheisyys rikkoo ennätyksiä ja pakottaa samalla tarkistamaan aiempia ajatuksia planeettakuntien muodostumisesta. Tiedämme, että tähtikumppanit saavat toistensa protoplanetaariset kiekot häviämään nopeammin kuin yksinäisillä tähdillä, mikä vähentää merkittävästi planeettojen muodostukseen käytettävissä olevaa aikaa. Planeettakuntien on siksi muodostuttava nopeammin kaksoistähtijärjestelmissä, mikä saattaa saada planeetat jäämään pienemmiksi. Tähtikumppanit saavat myös protoplanetaarisen kiekon aineksen valumaan lähemmäksi tähteä ja virtaamaan aina tähden pintaan saakka. Se voi johtaa planeettojen muodostumiseen lyhyemmillä rataetäisyyksillä sekä vähentämään planeettojen syntyyn saatavilla olevan materian määrää, vaikka asiasta ei olekaan vielä konkreettisia havaintoja. Tietokonesimulaatiot kuitenkin paljastavat, että pienten kiviplaneettojen syntyyn tähtikumppanilla ei ehkä sittenkään ole minkäänlaista vaikutusta, ja materiaa riittää mainiosti jopa useiden maankaltaisten kiviplaneettojen muodostumiseen. Kokonaisvaikutukseksi voi jäädä se, että jättiläisplaneettoja ei pääse syntymään ja laaja alue kiertoratoja tähtikumppanin rataetäisyyden ympäristöstä jää vaille planeettoja. Planeettakunnan sisäosissa vaikutukset saattavat jäädä huomattavasti lievemmiksi, ja pienten kiviplaneettojen synty saattaa jopa tehostua, jos materiaa virtaa sisemmäksi planeetanmuodostuksen jo käynnistyttyä.
Vertailu ominaisuuksiltaan vastaavanlaisten tähtien planeettakuntien kanssa paljastaa, että tähden TOI-2267 planeetat eivät ole ainakaan sen pienempiä kuin muuallakaan. Ne vastaavat mainiosti kooltaan esimerkiksi yksinäisen tähden TRAPPIST-1 planeettakunnan kiertolaisia. Kiinnostavia ovat myös kaksikon planeetat. Ne ovat vain 1-2 prosentin etäisyyksillä tähdistään suhteessa Maan ratasäteeseen. Mutta tähdet ovat niin himmeitä, että planeetat sijaitsevat sittenkin vain juuri ja juuri tähtiensä elinkelpoisten vyöhykkeiden sisäreunojen sisäpuolella. Niiden laskennalliset pintalämpötilat ovat karkeasti välillä 100-150 celciusastetta, joten planeettojen elinkelpoisuutta ei voida pitää mahdollisena.
Mutta kumpaa tähdistä planeettat kiertävät? Niiden ominaisuudet paljastavat kiinnostavia yksityiskohtia tähtijärjestelmän luonteesta. Kaksi voimakkainta planeettojen merkeiksi tulkittua signaalia havaitaan 2.28 ja 3.41 päivän jaksoilla vastaten niiden kiertoaikoja tähtensä ympäri. Kolmas, havainnoissa heikommin näkyvä signaali asettuu noin 2.03 päivän ratajaksolle. Kaikki kolme signaalia eivät kuitenkaan voi vastata samaa tähteä kiertäviä planeettoja, koska yhden tähden kiertoradoilla ne olisi pakattu aivan liian tiiviiksi muodostelmaksi. Planeettojen lähiohitukset tekisivät planeettakunnasta nopeasti kaoottisen ja johtaisivat niiden törmäyksiin toisiinsa tai tähteensä — taikka asettumiseen jonkinlaisille väljemmille radoille ja rataetäisyyksille. On perusteltua olettaa, että voimakkaimmat signaalit vastaavat planeettoja kiertämässä suurempaa ja kirkkaampaa tähdistä, koska kulkiessaan suuremman tähden editse ne aiheuttavat helpommin havaittavissa olevan himmenemisen ylikulkunsa aikana. Kolmas planeetoista taas kulkee luultavasti himmeämmän tähden editse.
Ratajaksot antavat asiasta lisää epäsuoraa tietoa. Voimakkaimmat signaalit vastaavat planeettakuntaa, jossa pienet kiviplaneetat kiertävät tähteään resonanssiradoilla, joilla ulompi kiertää tähtensä kahdesti samassa ajassa kuin sisempi suorittaa kolme ratakierrosta. Sellaiset resonanssit ovat hyvin yleisiä, ja auttavat osaltaan vakauttamaan planeettakuntia monenlaisissa planeettakunnissa. Yhden mainion esimerkin resonanssiradoista tarjoaa TRAPPIST-1 -järjestelmä, jossa planeetat muodostavat kokonaisen resonanssiratojen ketjun sisimmästä kiertolaisesta aina uloimpaan asti. Vakaan planeettakunnan voisi saada aikaiseksi myös asettamalla 2.03 ja 3.41 päivän ratajaksojen planeetat kiertoradalle saman tähden ympäri, 2.28 päivän ratajakson planeetan ollessa toisen tähden kiertolaisena. Silloinkin syntyisi mahdollinen resonanssijärjestelmä, mutta resonanssisuhde vastaisi suhdelukua 7:4. Se on huomattavasti harvinaisempi ratajaksojen suhde ja siksi epätodennäköisempi vaihtoehto. Vastaavia suurempien kokonaislukujen suhteita kuitenkin esiintyy jonkin verran, ja jo TRAPPIST-1 planeettakunta tarjoaa esimerkin sellaisesta. Sen uloimmat planeetat kiertävät tähtensä suhdeluvun 8:5 mukaisissa jaksoissa.
Vaikka uusi löytö herättäkin toistaiseksi ihmetystä ja kysymyksiä, koska ei ole täysin selvää kumpaa tähdistä yksittäiset planeetat kiertävät, se kertoo silti osaltaan paljon kaksoistähtien planeettakunnista. Aiempi planeettoja ympärillään pitävien tähtiparien läheisyysennätys oli niin ikään punaisilla kääpiötähdillä järjestelmässä Gliese 896, jossa tähdet ovat noin 32 Maan ratasäteen etäysyydellä. Se on neljä kertaa suurempi etäisyys kuin TOI-2267:n tähtiparilla. Lisätietoa on kuitenkin saatavilla, koska James Webb -avaruusteleskoopin teho riittää erottamaan tähdet toisistaan täysin ja tekemään havaintoja niiden ominaisuuksista toisistaan riippumatta.
Planeetat ovat muutoinkin erittäin kiinnostavia, ja tuloksia niiden lisätutkimuksista kannattaa odottaa. Ne tarjoavat esimerkin yhdestä yleisimmistä planeettakuntatyypeistä, joita maailmankaikkeudesta löytyy. Vastaavanlaisia tunnetaan kaikkialta, mistä vain on voitu tehdä havaintoja suurella tarkkuudella tai missä planeettojen ratataso sattuu tuottamaan niiden ylikulkuja. Ne muistuttavat monella tapaa TRAPPIST-1 -järjestelmän kiviplaneettoja ja havaitseminenkin onnistuu vastaavalla tavalla. Ei silti ole selvää, että edes James Webb -avaruusteleskoopin herkkyys olisi riittävää, jotta kannattaisi koettaa havaita merkkejä planeettojen kaasukehistä. Sellaisia havaintoja kuitenkin kannattaa edes yrittää, koska pienten kiviplaneettojen kaasukehien havaitseminen on yksi parhaista keinoistamme havaita merkkejä elävistä planeetoista kiertämässä lähinaapurustomme tähtiä. Vaikka TOI-2267:n tunnettujen planeettojen elinkepoisuus ei olisikaan mahdollista, nekin voivat auttaa kartoittamaan kaasukehien olemassaolon mahdollisuutta vastaavien kiviplaneettojen ympärillä. Mahdollisuutena on myös etsiä merkkejä ulommista planeetoista, jotka sijaitsisivat suurella todennäköisyydellä tähtien elinkelpoisilla vyöhykkeillä.