Punertavan taivaan maapallot
Pieniä punaisia kääpiötähtiä kiertävien eksoplaneettojen värimaailma poikkeaa merkittävästi omastamme. Niiden himmeät punaiset tähdet säteilevät lähes yksinomaan punaista valoa mutta sitäkin vain paljon Aurinkoa himmeämmin. Keltainen ja sininen valo puuttuvat tähtien säteilyspektreistä lähes kauttaaltaan, joten planeettojen olosuhteissa tähden valaistus tuottaisi ihmissilmällä katsottuna vain punertavia värejä ja synkkiä harmaan sävyjä. Valaistus olisi outoa, suorastaan aavemaista kirkkaaseen keltaiseen valoon sopeutuneelle ihmissilmälle, mutta se olisi myös pelottavan muuttumatonta. Punaisten kääpiötähtien elinkelpoiset vyöhykkeet ovat aivan tähtien lähellä, ja niillä kiertävät planeetat ovat siksi ikuisesti vuorovesilukkiutuneita. Niiden toinen puolisko kylpee aina kelmeässä punertavassa valossa, kun taas toinen puolisko on ikuisesti pimeä. Siksi elinkelpoiset olosuhteetkin saattavat rajoittua vain rengasmaiselle aluelle, ikuisen aamuhämärän vyöhykkeelle.
Punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen kiviplaneetat ovat maailmankaikkeuden yleisimpiä potentiaalisesti elämää ylläpitämään kykeneviä paikkoja. Niiden elinkelpoisuus tarkoittaisi karkeasti sitä, että kahdensadanmiljardin tähden Linnunradassamme elinkelpoisia planeettoja olisi ainakin 150 miljardia. Silloin Auringonkaltaisten tähtien elävät planeetat olisivat outo vähemmistö, epätodennäköisen erikoinen paikka eläville organismeille valtaosan maailmankaikkeuden elämästä eläessä punaisten taivaiden alla.
Punaisten maailmojen elämää hankaloittaa kuitenkin tähtien aktiivinen toiminta niiden räiskyessä purkauksineen aivan planeettojen lähellä. Se vaikuttaa planeettoihin monella tavalla. Ilmeisin vaikutus on säteilyolosuhteiden muutos, kun roihupurkausten aiheuttamat välähdykset saavat tähden kirkkauden kasvamaan ajoittain moninkertaiseksi. Joskus superroihuiksi kutsutut purkaukset kirkastavat tähtiä jopa monikymmenkertaisiksi muutamien minuuttien ajaksi. Hyvästä esimerkistä käy vuonna 2016 havaittu lähimmän punaisen kääpiötähden Proxima Centaurin superroihu, joka sai tähden kirkastumaan pariksi minuutiksi peräti 68 kertaiseksi tavalliseen verrattuna ja teki tähdestä hetkeksi jopa paljaalla silmällä havaittavan taivaan kohteen. Sellaiset säteilyolosuhteiden äkkinäiset muutokset ovat kovin vieraita suhteessa oman aurinkomme tasaiseen loisteeseen, jossa ei tapahtu paljaalla silmällä havaittavia muutoksia.
Roihupurkaukset eivät kuitenkaan tarkoita vain lisääntynyttä näkyvän valon kirkkautta. Niiden yhteydessä vapautuu suuria määriä korkeaenergistä ultraviolettisäteilyä, joka vaikuttaa planeettojen kaasukehiin hajottaen niiden molekyylejä ja tuottaen siten vapaita radikaaleja. Sillä voi olla monenlaisia seurauksia, mutta selkein lopputulos on, että vetyatomit irtoavat raskaammista atomeista ja karkaavat kaasukehän yläosista avaruuteen. Raskaammat atomit eivät puolestaan karkaa niin helposti, joten kaasukehä muuttuu hiljalleen raskaiden atomien molekyyleistä koostuvaksi. Se suosii hiilidioksidi- ja typpipitoisia kaasukehiä, koska erityisesti vesi ja metaani, jotka sisältävät keveitä vetyatomeja, hajoavat herkästi eivätkä voi enää muodostua uudelleen vedyn karattua pois. Punaisten kääpötähtien purkaukset ja niihin yhdistyvä voimakas hiukkastuuli ja varattujen hiukkasten virta saattavat olla niin intensiivisiä, että ne riisuvat planeetat kokonaan kaasukehistään. Se jättäisi jäljelle steriilejä kivenmurikoita, joiden elämän edellytykset ovat menneet, joiden virtaava vesi on hävinnyt ja joiden olosuhteista elämän etsinnät olisivat turhia. Siksi astronomit ovat koettaneet tehdä punaisten kääpiöiden elinkelpoisten vyöhykkeiden planeetoista kaasukehähavaintoja. Erityisen hyvä kohde on TRAPPIST-1 järjestelmä, jossa on seitsemän ylikulkumenetelmällä havaittavissa olevaa planeettaa. Kahden sisimmän, kuuman ja varmuudella elottoman planeetan havainnoista merkit kaasukehästä vain ovat puuttuneet.
TRAPPIST-1 d: samaa maata
Sisimmät kaksi TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoista ovat ehkäpä kaasukehättömiä, kuolleita kiviä, mutta ne eivät olekaan tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä. Ne saavat olla kuin suuria merkuriuksia, eikä se vaikuta arvioihimme planeettakuntien elinkelpoisuudesta ja elävien planeettojen määrästä millään tavalla. Planeetta TRAPPIST-1 d on kuitenkin paljon merkityksellisempi. Sekin kiertää tähteään hyvin lähellä, kerran neljässä päivässä, etäisyydellä, joka vastaa runsasta kahta prosenttia Maan ratasäteestä. Planeetta on silti elinkelpoisella vyöhykkeellä ja sen pinnalleen saama tähden säteilyteho on vain muutaman prosentin enemmän kuin Maapallolla.
TRAPPIST-1 d poikkeaa Maasta merkittävillä tavoilla. Se on noin viidenneksen pienempi kuin Maa, mutta massaltaan vain vajaat 40% Maapallosta. Niiden perusteella voidaan laskea planeetalla olevan Maata selvästi matalampi keskitiheys, mikä osaltaan kertoo sen keskimäärin koostuvan Maata keveämmistä aineksista. Ei riitä, että sen rautaydin on Maan ydintä pienempi, vaan suuren osan planeetan koostumuksesta on oltava metalleja ja kivisen kuoren silikaatteja keveämpää ainesta. Se tarkoittaa joko suurta veden määrää sitoutuneena planeetan silikaattivaipan mineraaleihin tai muodostaen paksun vesikerroksen planeetan pinnalle. Vaihtoehtoisesti TRAPPIST-1 d on paksun kaasukehän peitossa mutta se vaikuttaa epätodennäköiseltä planeetan vähäisen massan vuoksi. Kyse on siksi ehkäpä hiukan Maata kuumemmasta planeetasta, mutta ehdottomasti yhdestä kandidaatista elinkelpoiseksi planeetaksi, jonka koostumuksesta luultavasti suuri osa on elämän eliksiiriä vettä. Elinkelpoisuus kuitenkin riippuu täysin kaasukehän ominaisuuksista, paksuudesta, koostumuksesta ja pilvisyydestä.
Tuoreet James Webb -avaruusteleskoopin avulla tehdyt havainnot kertovat planeetasta jotakin, mutta niiden tulkinta ei ole vaivan suoraviivaista. JWST on ollut sunnattuna TRAPPIST-1 tähteä kohti yhteensä jo kymmeniä päiviä, ja sen mittauksissa on rekisteröity tarkasti planeettojen ylikulkuja pyrkimyksenä selvittää niistä jokaisen koostumuksia. Havainnot planeetan d kaasukehästä eivät ole vielä onnistuneet täysin tyydyttävällä tavalla, mutta saadut tuloksen antavat jo tietoa planeetan koostumuksesta suoralla tavalla.
Planeettaa ympäröivä laaja vetypitoinen kaasukehä, kuten minineptunuksilla, voidaan sulkea pois suurella varmuudella. Se tekee planeetan vetisen koostumuksen entistäkin todennäköisemmäksi, koska oikein mikään muu ei voi selittää planeetan matalaa keskitiheyttä. Myös omalta planeetaltamme tuttujen molekyylien määrille planeetan d kaasukehässä saadaan ylärajoja. Vesi, hiilidioksidi ja metaani olisi voitu havaita, jos niitä olisi runsaina pitoisuuksina kaasukehässä ja kaasukehä olisi paksu kuten Maalla. Planeetalla ei ole maankaltaista ilmakehää, eikä sen kaasukehä voi muistuttaa pilvetöntä versiota Titanista tai Venuksesta. Paksu, hiilidioksidipitoinen kaasukehä voidaan sulkea pois, jos se on kirkas ja vailla pilviä. Pilvien mahdollisuus tekee kuitenkin planeetan kaasukehän ominaisuuksien ennustamisesta hankalaa.
On periaatteessa kolme vaihtoehtoista selitysmallia, jotka sopivat havaintoihin. Ehkäpä TRAPPIST-1 d on vain hyvin harvan kaasukehän peitossa ja sitä peittää korkeintaan jonkinlainen ohut, Marsia muistuttava matalan paineen kaasukehä. Silloin sen pintaolosuhteissa tuskin syntyy riittävää kasvihuoneilmiötä ja kaasun painetta ja nestemäisen veden esiintymiselle ei ole edellytyksiä. Toinen vaihtoehto on, että kaasukehä puuttuu kokonaan, kun tähden purkaukset ja hiukkastuuli ovat riisuneet planeetan paljaaksi kivenmurikaksi. Kumpikaan selitysmalleista ei ole hyvä uutinen elämän esintymiselle. Kolmas vaihtoehto on kuitenkin edelleen mahdollinen. Jos planeetan kaasukehä on verrattaen paksu mutta sitä peittää paksu ja jatkuva pilviverho, ylikulkumittaukset mahdollistavat vain pilviverhon yläpuolisen kaasukehän havaitsemisen. Sellaisessa tilanteessa planeetalla saattaisi hyvinkin olla elämälle soveltuvat olosuhteet pilviverhon alla vallitsevan nestemäisen veden esiintymisen mahdollistavan lämpötilan ja runsaan virtaavan veden olemassaolon vuoksi.
Vuorovesilukkiutuminen tuo mukanaan omat fysikaaliset seurauksensa. Jos planeetalla on kaasukehä, tähden säteily kuumentaa sen valoisaa puolta voimakkaasti saaden veden höyrystymään ja muodostamaan pysyvän pilvimuodostelman planeetan valoisalle puoliskolle. Se muodostelma voi lopulta peittää koko planeetan, mikä tekee paksusta globaalista pilvikerroksesta hyvinkin mahdollisen, jos planeetan pinnalla vain on riittävästi vettä. Samalla fysiikan armottomat lait saattavat kuitenkin käynnistää planeetan elinkelpoisuuden tuhon. Sen pilviverhoa pommittaa jatkuvalla tavalla tähden voimakas säteily, ja ultraviolettisäteily hajottaa ajan myötä vesimolekyylit pakottaen vedyn karkaamaan planeetalta. Jos prosessi on riittävän nopea, lopputuloksena on planeetan kuivuminen ja mahdollinen muuntuminen venuksenkaltaiseksi kuumaksi pätsiksi, jos koko kaasukehä ei vuoda avaruuteen.
On joka tapauksessa selvää, että sisin TRAPPIST-1 -järjestelmän elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista ei ole maankaltainen. Sen kaasukehä ei ole kuin Maapallolla, vaan joko puuttuu tai on hyvin ohut, tai planeettaa peittää kauttaaltaan paksu pilviverho. Vaikka kaasukehä puuttuisikin, on syytä edelleen jatkaa planeettakunnan ulompien maailmojen havaitsemista niiden ominaisuuksien selvittämiseksi. Ulommat planeetat ovat kyenneet pitämään kiinni kaasukehistään suremmalla todennäköisyydellä ja JWST:n havaintojen karttuessa niidenkin kaasukehien koostumuksista kyetään saamaan tietoa.
TRAPPIST-1 e: mahdollisuus elinkelpoisuuteen?
Neljäs planeetoista, TRAPPIST-1 e, on tietokonesimulaatioiden mukaan todennäköisimmin virtaavan veden planeetta. Se on hiukan Maata viileämpi ja sen sijainti elinkelpoisella vyöhykkeellä on hyvin samanlainen kuin lähiplaneetallamme Proxima b:llä. Tiedot e:n ominaisuuksista voivat siksi auttaa arvioimaan myös Proxima b:n elinkelpoisuuden todellista kohtaloa. Planeetta e on vain kymmenyksen Maata pienempi ja massaltaankin noin 70% Maasta, joten sen mahdollisuudet pitää vetovoimansa avulla kiinni kaasukehästään ovat sisempiä sisaruksiaan paremmat. Planeettaa d suurempi massa tarkoittaa myös sitä, että planeetan ydin jäähtyy hitaammin ja se kykenee ylläpitämään geologista aktiivisuutta, magneettista dynamoa ja siten tähden hiukkastuulelta suojaavaa magneettikenttää paljon paremmin. Planeetta e on myös tiheämpi kuin d. Sen koostumus on arvioiden mukaan hyvin lähellä Maan koostumusta, ja planeetalla on luultavasti metallinen ydin ja paksu silikaattivaippa muttei massiivista vesikerrosta kiviaineksen päällä. Se on siis planeetta, jossa vesi voi virrata, mutta jonka elinkelpoisuus ei huku massiivisen vesivaipan puristuksessa.
Havainnot planeetan e kaasukehästä ovat olleet erittäin haastavia, koska planeetta kiertää tähden hitaammin kuin sisemmät sisaruksensa. Sen kiertoaika on noin kuusi päivää, mikä on 50% pidempi kuin sisemmällä planeetalla d. Siksi sen ylikulkuja havaitaan harvemmin ja niistä saadaan tietoa hitaammin. Kaasukehän ominaisuuksien selvittämisen tarvitaan useita kymmeniä ylikulkuja, ja vaikka tarvittavaa määrää ei ole vielä koossa, uudet tutkimustulokset antavat mahdollisuuden sanoa planeetan ominaisuuksista jo jotakin.
Primitiivistä vetypitoista kaasukehää planeetalla ei ole, mikä vain tukee tehtyjä mittauksia planeetan koosta ja massasta, joiden perusteella laskettu keskitiheyskin osoittaa vetykehän puuttuvan. Raskaammista molekyyleistä koostuvien kaasukehien poissulkeminen onkin sitten jo huomattavasti vaikeampaa. Tutun chileläisen kollegani, Nestor Espinozan johtaman tuoreen tutkimuksen mukaan, planeetan TRAPPIST-1 e läpäisyspektri kertoo jotakin, mutta tutkijat eivät ole aivan varmoja mitä se on (Kuva 1.). Tuloksissa on merkillepantavaa se, että kaasukehän puuttuminen sopii havaintoihin varsin hyvin. Se tarkoittaisi tasalaatuista läpäisyspektriä, jossa planeetan koko näyttäytyisi samana kaikilla havaituilla aallonpituuksilla. Samalla on kuitenkin selvää, että spektri ei ole aivan tasainen, vaan siinä on joitakin tilastollisesti merkitseviä poikkeamia. Vaikuttaa siltä, että planeetalla saattaa olla kaasukehä, mutta sen ominaisuuksien tutkiminen on toistaiseksi juuri ja juuri havaintotarkkuuden tavoittamattomissa.
Toisessa samanaikaisesti julkaistussa tutkimuksessa, jota johti yhdysvaltalainen Ana Glidden, pyrittiin puristamaan havainnoista tietoa siitä, minkälaiset kaasukehät olisivat havaintojen puitteissa mahdollisia. Hiilidioksidipitoiset kaasukehät vaikuttavat epätodennäköisiltä, joten planeetan luonne jonkinlaisena venuksenkaltaisena mutta pilvettömänä planeettana voidaan poissulkea. Voidaan sanoa, että venuksenkaltaiset olosuhteet eivät ole muutoinkaan mahdollisia, koska kaasukehä ei ole yhteensopiva edes Venuksen pilvikerroksen yläpuolisen harvemman kaasukehän kanssa. Mahdollisuudeksi kuitenkin jää kaasukehä, jossa on paksulti typpikaasua ja sen puitteissa ripaus metaania sekä hiilidioksidia. Se on hiukan parempi malli kuin vaihtoehtoinen pelkästä typestä koostuva kaasukehä, joka ei selitä pieniä variaatioita, kuten ei selitä kaasukehän puutekaan. Ei kuitenkaan ole toistaiseksi täysin selvää kielivätkö variaatiot kaasukehän todellisista ominaisuuksista, vai kenties jostakin tähden pinnan tuottamasta häiriöstä, jota ei ole saatu eliminoitua. Tulevat, riippumattoman havaintojen analyysit, joiden tulokset ovat vastaavissa tapauksissa aina äärimmäisen tärkeitä, kuitenkin auttavat varmasti tuomaan lisävaloa asiaan.
Juuri nyt näyttää siltä, että kolme seitsemästä TRAPPIST-1 tähden planeetoista on elottomia maailmoja, vaikka planeetta d olisikin paksun kaasukehän ja pilviverhon peitossa. Planeetta e puolestaan asettaa eteemme valtaisan kysymysmerkin — sen kaasukehä voi olla tosiasia, ja se voi olla jopa ilmakehämme tapaan typpikaasun täyttämä, mutta on liian varhaista vetää johtopäätöksiä. Havaintoja tarvitaan lisää. Planeettojen luonne antaa siis odottaa paljastumistaan, mutta tulokset ovat myös jossakin määrin lupauksia herättäviä koettaessamme etsiä elämälle soveltuvia olosuhteita ja lopulta myös elämän merkkejä läheisiltä eksoplaneetoilta. Erityisesti planeetan e läpäisyspektri antaa mahdollisuuden elätellä toiveita. Se on tasainen, kuten kaasukehättömällä planeetalla, muttei niin tasainen, että voitaisiin sanoa kaasukehän puuttuvan. Ja jos kaasukehä tosiaan on olemassa, sen mahdollisuudet olla yhteensopivia elämän esiintymisen kanssa voidaan katsoa hyviksi.
Emme kuitenkaan voi olettaa, että odotuksemme ja toiveemme elinkelpoisten maailmojen löytämisestä vaikuttaisivat piiruakaan siihen, millaisia planeettoja fysiikan ja kemian armottomat lainalaisuudet ovat vuosimiljardien saatossa tuottaneet. Voimme spekuloida, mutta sen lisäksi voimme vain koettaa onkia mahdollisimman tarkkoja tietoja kosmisista naapureistamme ja selvittää niiden ominaisuuksia. Planeettojen elinkelpoisuudesta ja ehkäpä jopa elämästä saadaan kyllä tietoa sitten, kun osaamme kerätä niiltä saapuvia fotoneita oikeanlaisilla teleskoopeilla ja instrumenteilla. Sen aika on aivan pian käsillä.
”Planeettojen elinkelpoisuudesta ja ehkäpä jopa elämästä saadaan kyllä tietoa sitten, kun osaamme kerätä niiltä saapuvia fotoneita oikeanlaisilla teleskoopeilla ja instrumenteilla. Sen aika on aivan pian käsillä.”
Mitä laitteita on suunnitteilla ja millä aikataululla, joilla ko. havaintoja voidaan tehdä?
Lähivuosina saadaan valmiiksi esimerkiksi ESO:n ELT, noin 40-metrinen teleskooppi, jolla jo pientenkin eksoplaneettojen suora kuvaaminen käy mahdolliseksi. Sen pitäisi valmistua havaintokuntoon vuonna 2029, mutta viivästyksiä saattaa vielä tulla niin valtavassa rakennusprojektissa.