Renkaista planeetoiksi
Renkaita on kaikkialla. Ehkäpä tutuimmat avaruuden renkaat löytyvät Saturnuksen ympäriltä, mistä ne historiankirjojen mukaan havaitsi ensimmäistä kertaa Galileo Galilei, kukapa muukaan. Vaikka linssit optisine ominaisuuksineen olivat tuttuja jo ainakin satojen vuosien ajalta ja linssejä oli valmistettukin jo vuosituhansia, ei niiden asettaminen peräkkäin kaukaisten kohteiden tarkkailuun ollut saavuttanut suosiota ennen 1600-luvun alkua, jolloin Galileikin teki havaintonsa. On silti vain sattumaa, että elämme aikakautta, jolloin juuri Saturnuksen renkaat ovat helpoimmin havaittavissa ja ihmiskunnalle tutuimpia. Niiden arvellaan olevan vain noin 100 miljoonaa vuotta vanha rakennelma, joka muodostui Saturnuksen vuorovesivoimien jauhettua yhden planeettaa kiertävistä kuista palasiksi. Vaikka muitakin hypoteeseja on, Saturnuksen rengasjärjestelmä on joka tapauksessa loistokas esimerkki rengasmuodostelmista avaruudessa moninaisine yksityiskohtineen ja erikoisuuksineen.
Muillakin Aurinkokunnan kaasuplaneetoilla on renkaansa. Uranuksen renkaat havaitsi ensi kertaa William Herschel jo 1700-luvun lopulla, vaikka havainnon vahvistusta odotettiinkin aina vuoteen 1977 asti. Jupiterin himmeän rengasmuodostelman löytymiseen vaadittiin puolestaan Voyager 1 -luotaimen ohilento vuonna 1979. Kun Neptunuksen rengasjärjestelmä sai varmistuksensa vuonna 1981, oli selvää, että kaikilla kaasuplaneetoilla on omanlaisensa renkaat ympärillään. Yleistys eksoplaneettakuntiin ja niiden kaasuplaneettoihin on ilmeinen, mutta ei sittenkään ole varmaa, että niistä kaikilla olisi renkaat ympärillään. Lähellä tähteään kaasumaisten eksoplaneettojen rengasjärjestelmien säilymiselle on kantona kaskessaan tähden säteily, mutta kaukaisempien ulkoplaneettakuntien maailmojen rengasjärjestelmät ovat takuulla erittäin yleisiä. Sellaisten muodostumisestakin on jo saatu suoria havaintoja nuorten planeettojen ympärillä.
Myös tähdillä on rengasjärjestelmiä ympärillään. Jo Auringolla sellaisia on selkeästi ainakin kaksi — Marsin ja Jupiterin ratojen väliin sijoittunut kivisistä kappaleista koostuva asteroidivyöhyke sekä Neptunuksen radan ulkopuolella sijaitseva Kuiperin vyöhyke, joka on muodostunut pääasiassa jäästä koostuvista ”likaisista lumipalloista”. Vastaavanlaisia rengasmuodostelmia on runsain mitoin muidenkin tähtien ympärillä mutta niiden rooli saattaa olla huomattavasti aiemmin ymmärrettyä syvällisempi. Vaikuttaa todennäköiseltä, että pienet planeetat vaativat syntyäkseen yleisesti rengasmuodostelmia, joiden rakenne määrittää syntyvien planeettojen massat ja radat. Silloin Maakin olisi syntynyt rengasmaisesta materiamuodostelmasta, eikä niinkään puhtaasti satunnaisesta kappaleiden törmäilystä sisäplaneettakunnan alueella.
Lähtökohtana rengasmuodostelmat
Planeettojen synty ei tietenkään ole täysin satunnaista. Syntyvän tähden pyörimisakselin tasoon muodostuva kertymäkiekko on se ympäristö, jossa planeetat syntyvät fysiikan armottomien lakien vaikutuksesta, ja se tuottaa niiden muodostelmiin tiettyjä ominaispiirteitä. Planeetat syntyvät samassa tasossa ja kiertävät tähteä samaan suuntaan. Se on seurausta pyörimismäärän säilymisestä ja kaiken pyörimisakselin kanssa samansuuntaisen liikkeen vaimenemisesta ja häviämisestä kiekon muodostuessa ja tiivistyessä tasomaiseksi rakennelmaksi. Planeetat voivat muodostua vain kiekon tasossa, koska vain siinä on riittävä materiatiheys. Silloin niiden liike saa automaattiset reunaehdot, joihin voi tuottaa poikkeuksia vain planeettojen lähiohitukset, jotka joskus suistavat planeettoja merkittävästi kiekon tasosta poikeaville radoille.
On olemassa muitakin reunaehtoja, jotka aiheutuvat materian määrän ja siten protoplanetaarisen kiekon aineksen tiheyteen muutoksia eri etäisyyksillä tähdestä. Merkittävin on tähden ”lumiraja”, eli etäisyys, jolla tähden säteily ei enää riitä höyrystämään vesimolekyylejä kaasumaiseksi aineeksi, vaan ne jäävät kiinteäksi jääksi. Kiinteänä aineena, vesijää toimii siksi planeettojen ydinten rakennusmateriaalina lumirajan takana, mikä moninkertaistaa rakennusaineen määrän verrattuna sisäplaneettakuntaan, josta vesi on haihtunut höyrynä pois.
Planeettojen muodostumisen reunaehtoja saattaa olla vielä lisääkin. Tuoreen tutkimuksen mukaan, planeetat eivät muodostukaan millä tahansa etäisyyksillä tähdestä, vaan tietyillä alueilla, rengasmaisissa muodostelmissa, joissa materian tiheys on ympäristöä suurempaa. Planeettojen muodostuminen keskittyy siten kapeille etäisyyksille tähdestä, mikä tekee siitä entistäkin hierarkisempaa ja kontrolloitua kuin on arveltu. Yhdysvaltalaisen Houstonin yliopiston tutkijoiden Sho Shibatan ja Andre Izidoron tuottama planeettojen muodostumista kuvaava malli vaikuttaakin erittäin lupaavalta, koska se onnistuu samanaikaisesti tuottamaan niin havaitun eksoplaneettakuntien ominaisuuksien kirjon kuin Aurinkokunnankin rakenteen, tuottaen tarkasti monia niiden yksityiskohtia.
Avainasemassa on kivisten supermaapallojen ja paksun kaasuvaipan omaavien minineptunusten muodostumisen erot. Kyse on kahdesta yleisestä planeettatyypistä, joita löytyy ylivoimaisesta valtaosasta planeettakuntia. Shibatan ja Izidoron malli kuitenkin ennustaa niiden muodostuvan eri alueilla — supermaapallot noin Maan ratasäteen etäisyydellä, kun taas minineptunukset muodostuvat suunnilleen kymmenen kertaa kauempana lumirajan takana. Se tarkoittaa samalla ,että niiden muodostumisprosessit ja koostumukset ovat laadultaan erilaisia, mikä tuottaa planeettatyyppien välille fysikaalisia eroja. Ennen kaikkea, malli tuottaa vähemmän planeettoja supermaapallojen ja minineptunusten välimaastoon, mistä on tehty havaintoja avaruusteleskooppien ylikulkuhavainnoista. Noin 1.4 kertaa Maan kokoiset supermaapallo ja 2.4 kertaa Maan kokoiset minineptunukset ovat kaikkein yleisimpiä havaittuja planeettatyyppejä, kun taas niiden välillä noin 1.8 kertaa Maan kokoisia planeettoja on huomattavasti vähemmän. Havainnolla voi olla se yksinkertainen selitys, että rengasmaisille alueille keskittyvä planeetojen muodostuminen suosii tiettyjä kokoja ja koostumuksia.
Tunnetuista eksoplaneettakunnista saadaan mallille lisää tukea. Jos planeettojen muodostuminen on keskittynyt verrattaen kapeiden renkaiden alueelle, yhdestä renkaasta muodostuu tyypillisesti kourallinen planeettoja, jotka ovat kooltaan hyvin samankaltaisia. Ne asettuvat radoille, joiden väleissä ei ole tilaa ylimääräisille kappaleille planeettojen ollessa pakkautuneina niin lähekkäin kuin vetovoimalait vain sallivat. Juuri sellaisia järjestelmiä planeettojen muodostuminen näyttääkin suosivan. Esimerkiksi tunnettu TRAPPIST-1 järjestelmä, jossa seitsemän hyvin samankokoista planeettaa kiertää tähteään tiukkaan pakatussa järjestelmässä, voi siten olla hyvin tyypillinen renkaasta muodostunut planeettakunta.
Planeettakunnat kuitenkin kehittyvät monivaiheisesti, ja planeetta-alkioiden synty on vasta ensimmäinen askel järjestelmien muotoutuessa lopulliseen järjestykseensä. Shibatan ja Izidoron esimerkkisimulaatioiden avulla saakin mainion kokonaiskuvan yleisistä planeettakuntien muotoutumiseen vaikuttavista lainalaisuuksista. Tutkijat suosivat kahden renkaan mallia, jossa sisemmässä planeettakunnassa, noin yhden AU:n etäisyydellä tapahtuu runsasta planeettojen muodostumista tuottaen kivisiä planeettoja, joiden koostumukseen ei kuulu merkittäviä määriä vettä. Se on supermaapallojen ja maankaltaisten kiviplaneettojen joukko, josta myös elinkelpoiset planeetat voivat saada alkunsa Maan tapaan. Toinen rengas muodostuu ulkoplaneettakuntaan, lumirajan ulkopuolelle noin 10 AU:n etäisyydelle, ja sen planeetat ovat koostumukseltaan hyvin vetisiä saaden minineptunuksille tyypilliset paksummat kaasuvaipat ympärilleen. Mutta muodostuvat planeetat eivät jää paikoilleen.
Ulkoplaneettakunnan minineptunukset saattavat vaeltaa sisemmäksi, ja sellaisia tunnetaankin useista eksoplaneettakunnista hyvinkin läheltä tähtiään (Kuva 2.). Planeetat voivat vaeltaa tähteä ympäröivän kertymäkiekon vaikutuksesta, ja ne vaeltavatkin tyypillisesti lähemmäs tähteään. Se muuttaa jotkut kauempana muodostuneista viileistä minineptunuksista kuumiksi planeetoiksi tähtiensä lähellä.
Koska simulaatiomalliin perustuva planeettakuntien muotoutuminen selittää hyvin tunnettujen eksoplaneettojen ja eksoplaneettakuntien tilastollisia ominaisuuksia, on sen perusteella mahdollista tehdä myös ennusteita. Shibata ja Izidoro arvioivat, että kuumien supermaapallojen ja minineptunusten järjestelmiin jää myös elinkelpoisen vyöhykkeen kiviplaneettoja. Jotkut jopa sellaisia, jotka kokevat myöhäisiä protoplaneettojen törmäyksiä, kuten Maan kokema Kuun muodostumiseen johtanut tapaus.
Vaikkei maankaltaisia planeettoja synnykään automaattisesti tai väistämättä, noin joka sadannessa tapauksessa elinkelpoiselle vyöhykkeelle päätyy vesipitoinen ja Maapallon kokoinen planeetta, joka tarjoaa ideaaliset mahdollisuudet elämän synnylle ja kehittymiselle. Tulos tarkoittaa sitä, että eläviä planeettoja ei kannata etsiä yksinomaan järjestemistä, joissa on Jupiterin ja Saturnuksen kaltaisia ulkoplaneettakunnan jättiläisplaneettoja, kuten Aurinkokunnassa.