Runsain mitoin vettä
Planeettojen elinkelpoisuuteen vaikuttaa olellisesti moni tekijä. Helpoimmin arvioitavissa on planeetan pinnalleen saaman säteilyn voimakkuus. Tunnettaessa planeetan rataetäisyys ja sen kiertämän tähden ominaisuudet, on helppoa selvittää jo lukiotason fysiikan osaamisella planeetan laskennallinen pintalämpötila, jos jätetään kaikki muut tekijät huomiotta.
Kaikki kappaleet säteilevät lämpötilansa määrittämän jakautuman säteilyä Planckin lain mukaisesti. Laki on tietenkin nimetty keksijänsä Max Planckin mukaan. Hän oli 1900-luvun taitteen saksalainen fyysikko, joka huomasi ymmärryksen säteilyn käyttäytymisestä paranevan, jos olettaa, että säteilyä voi saapua vain energialtaan tietynkokoisina paketteina. Planck keksi säteilyn kvantittuneen käyttäytymisen, mikä loi perustan kvanttimekaniikalle, yhdelle parhaimmista ainetta ja energiaa kuvaavista fysikaalisista malleista. Hänen ajatuksensa sopivat mainiosti havaintoihin ja ne antoivat mahdollisuuksia laskea kuinka paljon energiaa kappaleet vapauttavat säteilyllään.
Kappaleen lämpötilalla ja vapauttamalla säteilyllä on yksinkertainen riippuvuus. Nostettaessa lämpötilaa se säteilyn aallonpituusjakautuma siirtyy konti lyhyempiä aallonpituuksia. On aina tietty aallonpituus, jolla kappale säteilee eniten säteilyä tietyssä lämpötilassa. Pidempi- ja lyhyempiaaltoista säteilyä vapautuu vähemmän. Koska asiaa voidaan selvittää suhteellisen yksinkertaisilla fysikaalisilla lainalaisuuksilla, voimme vastaavasti sanoa mikä on Auringon laskennallinen pintalämpötila, kun katsomme millä aallonpituudella se säteilee voimakkaimmin. Lukema on 5500 celciusastetta tarkoittaen Auringon kuohuvan ja pirskahtelevan pinnan keskimääräistä lämpötilaa.
Jos tunnemme kuinka paljon säteilyä Aurinko vapauttaa, voimme laskea helposti mikä osuus siitä saapuu pallomaisen, Aurinkoa kiertävät kappaleen pintaan tietyllä etäisyydellä. Siitä puolestaan saadaan laskettua vaikkapa Maan pintalämpötila. On vain oletettava, että Maa ei kuumene tai viilene. Maan ollessa tasapainossa vastaanottamansa ja luovuttamansa säteilyenergian suhteen, saadaan siten selville mikä Maan pinnan lämpötilan on oltava. Lopputuloksena voidaan arvioida Maan laskennallisen pintalämpötilan olevan noin -19 celciusastetta. Se ei kuitenkaan vastaa aivan Maan todellista keskimääräistä pintalämpötilaa, joka on noin 34 celciusastetta laskennallista korkeampi. Tarvitaan muutakin.
Maa on laskennallista lämpötilaansa kuumempi ja soveltuu mainiosti monimuotoiselle elämälle, koska ilmakehä tuottaa kasvihuoneilmiön ja estää suurta osaa infrapuna-alueen säteilystä pakenemasta. Kaasukehät ovat siksi oleellisessa roolissa määrittämässä planeettojen elinkelpoisuutta. Mutta nekin ovat vain yksi osatekijä. Planeetan massa ja koko vaikuttavat, kuten vaikuttaa myös sen koostumus. Oleellista on veden olemassaolo planeetan pinnalla, jotta on olemassa liuotin elämäksi kutsuttujen monimutkaisten kemiallisten reaktioiden tapahtumiselle. Vesi on erittäin kriittinen tekijä planeettojen elinkelpoisuuden suhteen ja lukuisten pienten planeettojen koostumuksesta vettä voi olla suuri osa. Mutta sen määrää yksittäisellä eksoplaneetalla on huomattavasti hankalampaa arvioda kuin planeetan pintalämpötilaa. Tutkijat ovat kuitenkin kehittäneet siihenkin keinoja.
Neljä elementtiä
Klassiset neljä elementtiä olivat maa, ilma, vesi ja tuli. Planeettojen koostumuksia tutkittaessa ne vain eivät ole kovinkaan hyödyllisiä käsitteitä, vaikka niistä kolmea esiintyykin likimain kaikkialla ja neljäs kuvaa vain kemiallisen energian vapautumista. Puhuttaessa potentiaalisesti elinkelpoisista planeetoista, neljä oleellista elementtiä ovat toiset: metalliydin, kivinen silikaattivaippa, jäävaippa, ja nestemäisen veden pintakerros. Niiden suhteellisia osuuksia säätelemällä voidaan rakentaa kokonainen kirjo erilaisia maailmoja. Esimerkiksi Maa saadaan rakennettua ottamalla kolmasosan verran metalliydintä, kahden kolmanneksen verran silikaattivaippaa, ja hienoinen loraus nestemäistä vettä. Korkeassa paineessa esiintyvää vesijään vaippaa Maalla ei ole, koska planeetallamme on vettä vain hyvin vähän. Meremme ovat siksi lähinnä kosmeettisia lätäköitä lainehtimassa planeettamme kivisellä pinnalla. Muualla vettä voi olla paljon, hyvin paljon enemmän.
Arvioitaessa veden määrää jollakin tietyllä eksoplaneetalla, on ensimmäisenä ongelmana se, että tiedämme planeetoista vain hyvin vähän. Emme ole kuitenkaan täysin arvailujen varassa, koska voimme luottaa siihen, että fysiikan lait toimivat samalla tavalla kaikkialla ja planeetat asettuvat tasapainotilaan, jossa raskaimmat ainekset valuvat ytimeen keveämpien kelluessa pinnalla. Mallinnuksessa huomioidaan planeetan sisuksen paine ja lämpötila, ja se tiheys, jossa eri elementit pinnan alla ovat. Jos lisäksi tunnemme havaintojen perusteella planeetan koon tai massan, tai molemmat, on mahdollista tarkastella planeettojen koostumusmalleilla mitkä neljän elementin suhteet ovat havaintojen kanssa yhteensopivia.
Planeettojen lämpötilan suhteen on kuitenkin huomioitava muitakin tekijöitä kuin vain tähden säteily. Eräs planeettoja lämmittävä tekijä on tähden vuorovesivoimien muokkaus. Se vaikuttaa sitä voimakkaammin mitä lähempänä tähteään planeetta kiertää ja on erityisen oleellisessa roolissa punaisia kääpiöitä elinkelpoisella vyöhykkeellä kiertäville planeetoille. Planeetan materian muokkausta vaihtelevassa vetovoimakentässä vastustaa aineksen sisäinen kitka, mikä tuottaa kitkalämpöä. Toinen merkittävä tekijä on radioaktiivinen hajoaminen, joka tuottaa energiaa jokaisen planeetan sisuksissa sitä voimakkaammin, mitä suurempi osa koostumuksesta on raskaita alkuaineita, mukaan lukien radioaktiivisia aineita. Koostumus puolestaan vastaa sen materian koostumusta, josta planeetta ja sen tähti saivat alkunsa. Sitä voi tutkia havaitsemalla tähtien spektrejä ja mittaamalla siitä eri alkuaineiden pitoisuuksia.
Soveltamalla mallinnusta tunnettuihin elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoihin, on mahdollista tuottaa havaintojen kanssa yhteensopivia rakennemalleja (1). Vaikka lähtötiedot ovat hyvin vajavaiset ja epävarmat, lopputulokset asettavat kuitenkin reunaehtoja planeettojen koostumuksille ja sille, kuinka suuri osa niiden koostumuksesta on vettä (Kuva 1.). Eräs kiinnostava tapaus on Proxima Centauri b, lähimpänä sijaitseva elinkelpoisen vyöhykkeen kivinen eksoplaneetta. Sen rakenteesta on vettä korkeintaan noin 30% ja luultavimmin vain hyvin vähän, todennäköisimpien lukemien asettuessa alle 10% osuuteen. Vesipitoisuus on siten yhteensopiva maankaltaisen vesipitoisuuden kanssa, muttei takaa edes sitä, että vettä tosiasiallisesti on. Myös veden puute sopii havaintoihin, ja siksi voidaan sanoa varmuudella vain, että Proxima b:n vesipitoisuus ei ole ulkoplaneettakuntamme kuiden ja kääpiöplaneettojen tasoa, eikä vesi ole missään nimessä planeetan koostumuksen pääasiallinen komponentti.
Jotkut toiset planeetat taas vaikuttavat hyvinkin vesipitoisilta. Esimerkin tarjoaa TRAPPIST-1 d, jonka tarkkailu onnistuu ylikulkumenetelmällä ja jonka koko on siten hyvin tarkkaan tiedossa. Sen koostumuksesta suunnilleen 10-20% on vettä, mikä tarkoittaa huomattavasti maata korkeampaa vesipitoisuutta. TRAPPIST-1 d on järjestelmänsä elinkelpoisen vyöhykkeen sisäreunalla, mikä antaa planeetan vetiselle koostumukselle mielenkiintoisen kontekstinsa. Sen vesi voisi muodostaa planeetan pinnalle merkittävän, satojen kilometrien paksuisen globaalin valtameren, joka höyryäisi voimakkaasti vuorovesilukkiutuneen planeetan valoisalla puolella ja jäätyisi pinnaltaan pimeällä puoliskolla. Vesimaailma voisi olla yhteensopiva läpäisyspektroskopian keinoin tehtyjen havaintojen kanssa, koska niiden mukaan kaasukehästä ei näy merkkejä. Se taas tarkoittaa hyvin ohutta tai olematonta kaasukehää tai sitten planeetta on kauttaaltaan pilvikerroksen peitossa Venuksen tapaan, mikä saattaisi olla mahdollista höyryävän valtameren puitteissa.
Tutkittujen planeettojen joukosta löytyy toinenkin hyvin vetinen maailma. Kepler-62 e on järjestelmänsä toiseksi uloin supermaapallo kiertämässä oranssia kääpiötähteä. Sen koostumuksesta peräti 30-50% on vettä, mikä kertoo planeetan olevan suurella todennäköisyydellä muodostunut kauempana ulkoplaneettakunnassa. Se kertoo koko järjestelmän muodostumisesta. Uloimmat planeetat ovat muodostuneet ulkoplaneettakunnan materiasta, mikä on valtaosaltaan vesijäätä, ja muuttaneet tähteään lähemmäksi sisäplaneettojen ollessa todennäköisesti valtaosaltaan kiven ja metallin maailmoja kuten Maakin.
Tulokset ovat kuitenkin kauttaaltaan hyvin epävarmoja. Jokainen tutkituista planeetoista voi olla hyvin vetinen ja koostua globaalista valtamerestä, joka peittää kivistä vaippaa kauttaaltaan. Toisaalta, vain kaksi planeetoista, TRAPPIST-1 d ja Kepler-62 e vaikuttavat suurella todennäköisyydellä vetisiltä maailmoilta. Niidenkin suhteen tuloksissa on edelleen epävarmuuksia, koska mallinnuksessa ei ole huomioitu paksun kaasukehän vaikutusta. Kaasukehä saattaisi saada planeetan näyttämään vetisemmältä kuin se on, jos sen olemassaoloa ei oteta huomioon arvioissa. Tarkemmissa arvioissa voi paljastua, että esimerkiksi Kepler-62 e ei olekaan niin vetinen kuin nyt arvellaan, vaan vastaa koostumukselta jonkinlaista pienikokoista minineptunusta, jolla on suhteellisen paksu kaasukehä.
Mallinnuksessa on muitakin ongelmia, kuten hankaluudet arvioida globaalin vesivaipan alaosaan muodostuvaa eksoottisten kovan paineen jäiden ominaisuuksia. Lisäksi, valtaosa vedestä saattaa olla sekoittuneena kivisen vaipan tai jopa ytimen materiaan ja siten poissa planeetan pinnalta. Se lisää entisestään tulosten epävarmuutta.
Tulosten kiusana ovat myös havaintomenetelmien aiheuttamat vääristymät. Punaisten kääpiötähtien elinkelpoisen vyöhykkeen planeetat ovat helpoimmin havaittavissa sekä radiaalinopeusmenetelmällä että ylikulkujensa perusteella. Massiivistempien ja kirkkaampien auringonkaltaisten tähtien planeettoja ei juurikaan tunneta elinkelpoiselta vyöhykkeeltä. Siksi lähes kaikki veden osuuden määritykset (Kuva 1.) on tehty juuri punaisten kääpiöiden planeetoille. Ei kuitenkaan ole mitään keinoa arvioida ovatko planeetat todellisuudessa erityisen vesipitoisia, vain onko kyseessä vain mallinnuksen mukanaan tuoma vääristymä johtuen joistakin tehdyistä oletuksista ja yksinkertaistuksista. Teoriakaan ei tarjoa asiaan apua. Massiivisten planeettojen puute punaisten kääpiöiden järjestelmissä saattaa johtaa vesipitoisen materian tai protoplaneettojen herkempään kulkeutumiseen ulkoplaneettakunnasta elinkelpoiselle vyöhykkeelle. Silloin kyse olisi erityisen vesipitoisesta planeettojen populaatiosta. Asiasta ei kuitenkaan voida saada varmuutta vailla mahdollisuutta verrata auringonkaltaisia tähtiä kiertävien planeettojen vesipitoisuuteen.
Tulokset liittyen vesipitoisuuteen ovat kuitenkin ainakin jossakin määrin rohkaisevia tunnettujen elinkelpoisen vyöhykkeen planeettojen suhteen. Niiden koostumuksesta voi suurikin osa olla vettä, mikä tarjoaa ehdottomasti mahdollisuuden elämän esiintymiselle. Mikään ei kuitenkaan ole varmaa, eikä ole mitään takeita, että edes vesi riittää takaamaan elinkelpoisuutta. Voi olla niin, että punaisten kääpiötähtien elinkelpoisuutta ei rajoita veden määrä, vaan tähtien aktiivisuus. Se voisi hävittää planeettojen kaasukehät ja steriloida niiden pinnat elinkelvottomiksi. Suuria vesimääriä aktiivisuuskaan tuskin riisuisi, joten elinkelpoisuudelle voisi sittenkin jäädä mahdollisuutensa mutta vain pinnan alla. Ja silloin ei ole paljoakaan merkitystä onko planeetta pinnaltaan nestemäisen veden peittämä vai umpijäässä.