Valaan tähdistön Aurinko
Toisin kuin usein luullaan, tähtitieteilijät eivät tavallisesti tiedä yhtään mitään tähtikuvioista. He eivät tarkkaile kaukoputkillaan planeettojen liikkeitä tehden samalla ennusteita käyttäen apunaan muinaisia tähtikarttoja, joissa eri tähdistöjen kohdalle on piirretty koristeellisia kuvia horoskooppimerkeistä. Se on astrologiaa, ei tiedettä.
Tähdistöjen nimet kuitenkin elävät tähtitieteessä, koska niiden mukaan on nimetty runsaasti kirkkaimpia tähtiä. Esimerkiksi, ensimmäinen tunnettu auringonkaltaista tähteä kiertävä eksoplaneetta löydettiin 51 Pegasin järjestelmästä. Kyseessä on siis pegasoksen tähdistön viideskymmenesensimmäinen tähti. Aivan samoin 47 Ursae Majoris tarkoittaa ison karhun neljättäkymmenettäseitsemättä tähteä.
Tau Ceti
Auringonkaltaiset yksinäiset, keltaiset G-spektriluokan kääpiötähdet ovat harvassa. Niitä on vain pari prosenttia kaikista tähdistä. On epätodennäköinen sattumus, että lähin lähes auringonkaltainen tähti löytyy vain noin 12 valovuoden etäisyydeltä. Kyseessä on tähti nimeltään Tau Ceti. Valaan tähdistön kirkas tähti, jota merkitään kreikkalaisten aakkosten tau-kirjaimella, on yksi suosikkitähtiäni.
Kuten Auringolla, myös Tau Cetillä on ympärillään planeettakunta. Sain siitä ensimmäisiä viitteitä vuonna 2012 (1).
Tau Ceti poikkeaa kuitenkin Auringosta yhdellä merkittävällä tavalla. Poikkeama ei liity siihen mitä on havaittu, vaan siihen mitä on jäänyt havaitsematta. Tähdestä vuosien saatossa tehdyistä radiaalinopeushavainnoista olisi nimittäin voinut helposti todeta Jupiterin ja Saturnuksen kaltaisten jättiläisplaneettojen olemassaolon. Sellaisista ei kuitenkaan havaittu jälkeäkään (1,2). Tau Cetillä ei ole jättiläisplaneettoja vaikuttamassa tähden liikkeeseen useiden vuosien aikaskaalassa, tanssittamassa tähteä taivaalla.
Tutkimusryhmäni saamien tulosten mukaan, Tau Cetiä kiertää neljän tai viiden planeetan järjestelmä (1,2). Tulosten tulkinta on kuitenkin osoittautunut erittäin vaikeaksi, koska planeetat ovat massoiltaan suhteellisen pieniä ja koska niiden aiheuttamien signaalien suodattaminen esiin kohinaisesta havaintoaineistosta on äärimmäisen haastava projekti. Vaikka planeettakunta poikkeaakin Aurinkokunnasta (Kuva 1.), se koostuu mitä todennäköisimmin supermaapalloiksi luokiteltavista kiviplaneetoista. Järjestelmä on hyvinkin vertailukelpoinen Aurinkokunnan sisäplaneettojen tarjoaman esimerkin kanssa.
Tau Cetiä ympäröi myös pölykiekko, joka levittäytyy suunnilleen samalta etäisyydeltä kuin Aurinkokunnan asteroidivyöhyke aina Kuiperin vyön ulkoreunalle viisikymmentä kertaa Maan ja Auringon etäisyyttä kauemmas (3). Aurinkoa luultavasti ympäröisi samanlainen pölykiekko, jos järjestelmässämme ei olisi kaasujättiläisiä.
Tieteiskirjallisuudessa Tau Ceti on esiintynyt lukemattomia kertoja. Meidän ei kuitenkaan tarvitse kuvitella eksoottista planeettakuntaa tähden ympärille, vaan voimme tarkastella oikeaa havaintoaineistoa, joka kertoo Tau Cetin olevan oman aurinkokuntansa keskus. Hyvin samankaltainen kuin meidän Aurinkommekin.
Lähteet
- Tuomi et al. 2013. Signals embedded in the radial velocity noise. Periodic variations in the tau Ceti velocities. Astronomy and Astrophysics, 551, A79.
- Feng et al. 2017. Color difference makes a difference: Four planet candidates around Tau Ceti. The Astronomical Journal, 154, 135.
- Lawler et al. 2014. The debris disc of solar analogue tau Ceti: Herschel observations and dynamical simulations of the proposed multiplanet system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 444, 2665.
Kun auringot tanssivat
Noin kolmannes Linnunradan tähtijärjestelmistä sisältää vähintäänkin kaksi toisiaan kiertävää tähteä. Auringonkaltaisista keltaisista G-spektriluokan kääpiötähdistä suunnilleen joka kolmas on yksin. Aurinko on siis vähemmistössä, vailla tähtikumppania, jonka kanssa tanssia ympäri yhteisen massakeskipisteen.
Pidämme Aurinkoa aivan tavallisena tähtenä. Mutta keltaisia kääpiötähtiä on vai joka kahdeskymmenesviides Linnunradan tähdistä. Täsmälleen yhtä kirkkaita tähtiä kuin Aurinko on vähemmän kuin yksi sadasta. Linnunradan tähdet ovat 70 prosenttisesti pienempiä ja keveämpiä punaisia kääpiötähtiä. Siksi onkin erikoista ajatella, että ensimmäiset vakavat yritykset havaita planeettoja kiertämässä Auringon lähinaapuruston tähtiä tehtiin suuntaamalla kaukoputket kohti harvoja auringonkaltaisia kohteita. Se oli kuitenkin perusteltua, koska tunsimme vain yhden esimerkin planeettakunnasta — oman kotimme, Aurinkokunnan.
Yksi eksoplaneettojen metsästyksen pioneereista oli Paul Butler, joka oli aloittanut 120 suunnilleen auringonkaltaisen tähden säännöllisen havainnoinnin Lickin observatoriossa 1980-luvun lopulla (1).
Planeettakunnissa tähti on pääroolissa mutta planeetat, vaikka ovatkin valtavasti pienempiä, vaikuttavat teleskooppeihimme saapuvaan valoon havaittavalla tavalla. Kaikkein ilmeisin tapa, jolla planeetat voivat tulla havaituiksi on, jos ne sattuvat kulkemaan radallaan tähtensä editse ja himmentävät siten jaksollisesti tähdestä tulevaa valoa. Tämän jaksollisen himmenemisen havainnointiin perustuu vaikkapa Kepler ja TESS avaruusteleskooppien menestys. Mutta planeetat myös heiluttavat tähtiään kiertäessään niitä.
Aivan samoin kuin tähti vetää gravitaatiovoiman avulla planeettaa puoleensa, myös planeetta vetää tähteä puoleensa. Kappaleet tanssivat yhteisen massakeskipisteensä ympäri (Kuva 1.). Siksi tähtitieteilijät ovatkin pohtineet jo sadan vuoden ajan miten tähtien pienen planeetoista aiheutuvan heilahtelun oikein voisi havaita. Jos joku tarkkailisi Aurinkoa jotakin lähitähteä kiertävän planeetan pinnalta, olisi mahdollista nähdä Auringon liikkuvan ensisijaisesti kahdentoista vuoden sykleissä ja toissijaisesti 29 vuoden sykleissä, mikä antaisi mahdollisuuden havaita epäsuorasti Jupiterin ja Saturnuksen olemassaolo.
Tähtien tanssimista taivaalla on koetettu havaita jo 1900-luvun alusta lähtien, tarkastellen niiden liikettä taivaankannella, mutta varsinaiset planeettahavainnot tulivat mahdollisiksi vasta, kun tähtitieteilijät ymmärsivät käyttää tähden spektriä liikkeen mittaamiseen. Jos tähdet liikkuvat taivaalla niitä kiertävien planeettojen vetovoiman vuoksi, ne liikkuvat vuoroin meitä kohti ja vuoroin poispäin, ellei planeetan rata satu olemaan täsmälleen taivaan tasossa meidän näkökulmastamme katsottuna. Se olisi varsin epätodennäköinen sattumus ja koskee siksi vain murto-osaa lähitähdistä. Miten tähtien liikkeen sitten voisi havaita?
Otto Struve oli ehdottanut jo 1950-luvulla eksoplaneettojen etsimistä Doppler-spektroskopialla. Ajatus on yksinkertainen ja perustuu Doppler-siirtymään.
Tähden liikkuessa meitä kohti, sen säteilemä valo näyttää aavistuksen sinisemmältä kuin se todellisuudessa on. Samoin, sen liikkuessa pois päin, valo näyttäytyy aavistuksen punaisempana. Planeetan aiheuttama tähden heilahtelu näkyy siis jaksottaisina valon puna- ja sinisiirtyminä, tähden värin hiuksenhienoina näennäisinä muutoksina. Paras tapa muutoksien tarkasteluun on mitata tähden spektri, eli katsoa kuinka voimakkaasti tähti säteilee eri aallonpituuksilla.
Tähden uloin kaasukehä tarjoaa havaintoihin loistavan apuvälineen. Kaasun atomit virittyvät tiettyjen aallonpituuksien säteilystä ja heikentävät siten säteilyn intensiteettiä jokaiselle atomille luontaisilla aallonpituuksilla. Syntyy spektriviivoja, jotka näkyvät spektroskoopin havainnossa mustina katkoksina (Kuva 2.). Näiden spektriviivojen tarkka paikka on helppoa mitata ja niiden paikan heilahtelu vastaa suoraan tähden puna- ja sinisiirtymää ja siten liikettä meitä päin ja meistä poispäin. Spektroskoopit tarjoavat siis mainion tavan tarkastella tähtien heiluntaa vaikkapa niitä kiertävien planeettojen vaikutuksesta.
Juuri tällä radiaalinopeusmenetelmällä löydettiin ensimmäiset auringonkaltaisia tähtiä kiertävät planeetat vuonna 1995. Ensimmäisen löydön tekivät työstään Nobelin palkinnonkin ansainneet Michel Mayor ja Didier Queloz esittelemällä maailmalle tähteä 51 Pegasi kiertävän planeetan (2).
Pitkäaikainen yhteistyökumppanini Paul Butler varmisti 51 Pegasin planeettalöydön omista havainnoistaan vain viikkoa myöhemmin ja raportoi välittömästi löytäneensä kaksi muutakin planeettaa (1,3). Pahaksi onnekseen hän oli havainnut ne ensimmäisenä muttei ollut tiennyt löydöistään edes itse, koska ei ollut kyennyt käsittelemään kaikkia havaintojaan loppuun asti.
Mutta se oli vasta alkua. Vaikka Paul Butler jäi hiuksenhienosti ilman Nobelin palkintoa, hänen käynnistämänsä havaintoprojekti jatkuu edelleen. Ehkäpä paras näyte siitä on artikkelimme vuodelta 2017, jossa julkistimme löytäneemme yli sata uutta planeettakandidaattia Keck teleskoopilla tehtyjen havaintojen avulla (4). Planeettoja on tosiaan kaikkialla. Ja ne kaikki tanssittavat tähtiään.
Lähteet
- Marcy et al. 1996. A planetary companion to 70 Virginis. The Astrophysical Journal, 464, L147.
- Mayor et al. 1995. A Jupiter-mass companion to a Solar-type star. Nature, 378, 355.
- Butler et al. 1996. A planet orbiting 47 Ursae Majoris. The Astrophysical Journal, 464, L153.
- Butler et al. 2017. The LCES/Keck precision radial velocity exoplanet survey. The Astronomical Journal, 153, 208.
Lähin Kentauri
Esko Valtaoja on ensimmäinen nimi, joka tulee mieleen, kun suomalaisia pyydetään nimeämään tähtitieteilijä tai ylipäätään tutkija. Valtaoja on emeritusprofessori, Tieto-Finlandialla palkittu kirjailija, kokenut tutkija ja tähtitieteen asiantuntija. Valtaoja on myös niin tunnettu mediakasvo, että pahasti pimentoon jääneille muille tutkijoille on koetettu jopa saada näkyvyyttä Vaihtoehto Eskolle -kampanjalla.
Siksi olikin hämmentävää, kun Valtaoja kertoi löytämäni (1,2) piskuisen planeetan voivan olla ainoa asia, joka meidän elinvuosistamme muistetaan 2500 vuoden kuluttua. On tietenkin totta, että Proxima b on kaikkein lähin eksoplaneetta, eli planeetta, joka kiertää jotakin toista tähteä. Tämä on selvää, koska Proxima Kentauri on Aurinkoa lähinnä sijaitseva tähti. Lähimmän eksoplaneetan voi puolestaan löytää vain kerran historian saatossa. Mutta tutkimuksen teko on usein jännittävämpää kuin vain saadut tulokset. Joskus planeetan löytäminen vaatii runsaasti tuuria ja sen, että sopiva tutkija sattuu osumaan sopivien mittausten äärelle.
Alla oleva teksti on muokattu vuoden 2016 kirjoituksestani ”How we found a planet orbiting Proxima Centauri” Physics Today -julkaisussa (1).
Kuinka löysimme planeetan kiertämässä Proxima Kentauria
Niin jännittävää kuin oikean planeetan löytäminen onkin, joskus on yhtä tärkeää selvittää minkälaisia planeettoja tähtien kiertoradoilla olisi voitu havaita muttei havaittu. Se oli tutkimusprojektini tavoite Hertfordshiren yliopistossa vuonna 2013. Tutkin Auringon lähinaapurustossa sijaitsevien punaisten kääpiötähtien radiaalinopeusmittauksia tarkoituksena arvioida minkälaisia mahdollisuuksia olisi havaita eri kokoisia ja eri kiertoradoilla tähtiään kiertäviä planeettoja.
Yksi kohteena olleista punaisista kääpiötähdistä oli Aurinkoa lähinnä sijaitseva tähti, Proxima Kentauri. Analysoimalla arkistoitua dataa, joka oli saatu kahdella eri instrumentilla (UVES ja HARPS) La Sillan observatoriossa, ryhdyin arvioimaan minimikokoa planeetoille, joiden löytämiseen havaintojen tarkkuus riittäisi erilaisilla kiertoradoilla. Havaitsin silloin jotakin kiinnostavaa: potentiaalisia merkkejä planeetan tai planeettojen aiheuttamista jaksollisista signaaleista suunnilleen kolmensadan ja kahdentuhannen päivän jaksojen kohdalla (3).
Merkitsin tuolloin Proxima Kentaurin muistiin kiinnostavana lähitähtenä mutta huomioni kohdistui muualle. Olin samoihin aikoihin tarkastelemassa havaintoja tähdestä Gliese 163 ja raportoimassa niiden pohjalta, että tähden kiertoradoilla on jopa neljä planeettaa (4).
Palasin Proxima Kentaurin havaintojen pariin vasta kuukausia myöhemmin. Suunnitelmanani oli ollut selvittää voisiko planeetan vetovoiman aiheuttama tähden heilahtelu aiheuttaa havainnoissa näkemäni heikot jaksollisuudet. Ajattelin, että jos löytämieni jaksollisten signaalien aiheutuminen pelkästä taustakohinasta olisi epätodennäköistä, niiden tarkempi tutkiminen olisi vaivan arvoista.
Jaksollisuuksia ei kuitenkaan oltu havaittu molemmilla instrumenteilla. UVES-instrumentin data osoitti niiden olevan olemassa mutta HARPS-instrumentin mittaukset eivät. Tällainen ristiriita voi aiheutua vain siitä, että havaitut jaksollisuudet eivät olleet Proxima Kentaurin, vaan UVES-instrumentin ominaisuus. Jotakin siis täytyi olla pielessä UVES-instrumentilla vuosien 2000 ja 2009 välillä tehdyissä havainnoissa. Kaikeksi onneksi tuolloisen tutkimusryhmäni jäsen Guillem Anglada-Escude selvitti nopeasti ongelman syyn: UVES-instrumentin mittauksissa oli kalibrointivirhe. Ryhmä, joka oli tehnyt havainnot vuosia aiemmin, ei ollut ottanut Maapallon rataliikettä riittävän tarkasti huomioon laskiessaan kohteena olleen tähden liikettä.
Korjattuamme kalibrointivirheen, huomasin välittömästi miten HARPS ja UVES-instrumenttien havainnoissa näkyi tilastollisesti merkitsevä 11.2 päivän jaksollinen signaali. Signaali oli suuruudeltaan niin pieni, että saatoimme todeta havainneemme 1 m/s jaksollisen nopeusmuutoksen tähden liikkeessä. Olimme onnistuneet mittaamaan tavallista kävelynopeutta vastaavan jaksollisen muutoksen 4.2 valovuoden päässä sijaitsevan Jupiteria hiukan suuremman plasmapallon liikkeessä.
Pienillä robottiteleskoopeilla tehdyt kirkkaushavainnot osoittivat samaan aikaan, että Proxima Kentaurin pyörähdysaika oli noin 83 päivää, joten löytämäni radiaalinopeussignaali ei voinut liittyä tähden pyörimiseen. Vuoden 2013 kesällä lähetinkin lähimpien kollegoideni kanssa kirjoittamani artikkelin julkaistavaksi. Artikkelissa sanottiin, että olimme luultavasti löytäneet planeetan kiertämässä Proxima Kentauria. Artikkelia ei koskaan hyväksytty julkaistavaksi.
Yksi ongelma oli, että vaikka löytämäni signaalin tilastollinen merkitsevyys oli korkea, se ei ollut riittävän korkea, jotta tulosta ei olisi voinut enää kiistää. Emme myöskään tienneet paljoakaan Proxima Kentaurin pinnan aktiivisuudesta. Vaarana on, että tähtien erilaiset magneettiset syklit tai tähdenpilkut voivat ajoittain aiheuttaa planeetan aiheuttamiksi signaaleiksi tulkittavissa olevia jaksollisuuksia. Mutta sellaiset jaksollisuudet eivät ole pysyviä, eikä itse jakso ole vakaata, vaan ne muuttuvat epäsäännöllisesti tähden muuttuvan aktiivisuuden mukana.
Lisähavainnot olivat ainoa kuviteltavissa oleva ratkaisu. Käynnistimme Guillem Anglada-Escuden johdolla ”kalpea punainen piste” -nimisen kampanjan (Pale Red Dot Campaign), jonka ensisijaisena tarkoituksena oli tehdä uusia havaintoja ja varmistua havaitsemani 11.2 päivän signaalin luonteesta. Suunnitelmamme mukaan, samanaikaiset radiaalinopeushavainnot ja tähden kirkkausmittaukset kertoisivat lähes varmasti oliko signaali tähden aktiivisuuden vai planeetan aiheuttama. Signaalin varmistaminen varmistaisi samalla sen olevan muuttumaton, kuten tähtiä kiertävien planeettojen aiheuttamien signaalien kuuluukin olla. Kaikki mitä tarvitsimme, oli uusi havaintosarja, joka kattaisi muutaman ratakierroksen.
Saimme viimein HARPS-instumentilta aikaa havaintojen tekoon vuoden 2016 keväällä.
Tieteessä havaintojen kohteet eivät aina käyttäydy oletetulla tavalla. Proxima Kentaurin uusissa havainnoissa näkyi runsaasti merkkejä aktiivisen pinnan purkauksista, mikä vaaransi havaintojemme tarkkuuden ja kalibroinnin. Onnistuimme kuitenkin näkemään tähden pinnan purkaukset selvästi sen kirkkausmittauksissa, jolloin oli mahdollista tunnistaa ja hylätä yksittäiset voimakkaimpien purkausten sotkemat radiaalinopeusmittaukset. Suunnitelmamme toimi täydellisesti: jo noin puolet kuudenkymmenen havaintoyön kampanjastamme riitti signaalin tilastollisen merkitsevyyden varmistamiseen. Olimme viimeinkin riittävän varmoja planeettalöydöstämme.
Tiedämme nyt, että Proxima Kentauria kiertää planeetta. Mutta mitä voimme sanoa sen ominaisuuksista? Koska planeetan ratataso on tuntematon, tiedämme vain sen minimimassan, joka on noin 30% Maan massaa suurempi. On siis mahdollista, että Proxima b on Maata huomattavasti massiivisempi. Vaikka vastaavanlaisia pieniä punaisia kääpiötähtiä kiertävät planeetat ovat tyypillisesti massaltaan pieniä, voimme sanoa vain, että mitä todennäköisimmin Proxima b ei ole massaltaan Neptunusta suurempi. Mutta sekään ei ole täysin varmaa.
Tiedämme myös, että Proxima b kiertää tähteään vain 0.05 AU:n etäisyydellä. Siihen kohdistuvat siksi tähden voimakkaat vuorovesivoimat, jotka pyöristävät planeetan radan täydelliseksi ympyräksi ja lukitsevat sen pyörimisen siten, että planeetta kääntää aina saman puoliskon kohti tähteään. Vaikka Proxima b olisi sunnilleen Maapallon kokoinen massaltaan, se näyttäisi aivan vieraalta paikalta planeetan toisen puolen kylpiessä ikuisessa punertavassa valossa ja toisen puolen ollessa ikuisessa yössä.
Emme toistaiseksi tunne juurikaan yksityiskohtia Proxima b:n ominaisuuksista mutta on hämmästyttävää miten pieni jaksollinen signaali voi kertoa meille niin paljon tähdestä ja planeetasta 4.2 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnasta. Tiedämme lisäksi, että Proxima Kentauria saattaa kiertää toinenkin planeetta. Sen varmistaminen on kuitenkin aivan oma seikkailunsa.
Lähteet
- Tuomi 2016. How we found a planet orbiting Proxima Centauri. Physics Today, DOI:10.1063/PT.5.2048.
- Anglada-Escude et al. 2016. A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri. Nature, 536, 437.
- Tuomi et al. 2014. Bayesian search for low-mass planets around nearby M dwarfs — estimates for occurrence rate based on global detectability statistics. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 1545.
- Tuomi & Anglada-Escude 2013. Up to four planets around the M dwarf GJ 163. Sensitivity of Bayesian planet detection criteria to prior choice. Astronomy and Astrophysics, 556, A111.
Planeetat toisesta galaksista
Pieni punainen kääpiötähti kiitää valtavalla kiireellä halki avaruuden. Se liikkuu lähes 300 km/s nopeudella galaksimme keskustan ympäri. Mutta tämä tähtitieteilijöiden M1-spektriluokan kääpiötähdeksi luokittelema kohde kiertää Linnunradan keskusta väärään suuntaan suhteessa likimain kaikkiin muihin tähtiin, kuin vastaantulijoiden kaistalla. Jokin on saanut sen liikkeen poikkeamaan valtavasti muista Linnunradan pienistä punaisista tähdistä, joita on valtaosa, noin 70%, kaikista tähdistä. Mistä se on tulossa?
Jacobus Cornelius Kapteyn löysi nimeään kantavan tähden, Kapteynin tähden, vuonna 1898 yhdessä Robert Innesin kanssa heidän huomatessaan, että vanhoissa vuonna 1873 otetuissa tähtitaivaan valokuvissa oli näkynyt tähti, jonka tunnusomainen ”läiskä” puuttui uusista valokuvauslevyistä. Oli kuin tähti olisi kadonnut taivaalta jälkiä jättämättä.
Kapteynin tähti ei tietenkään ollut kadonnut minnekään — se vain liikkui kolmessa vuosikymmenessä huiman matkan taivaalla, vaeltaen peräti kahdeksan kaarisekuntia joka vuosi, mikä on nopeampaa kuin minkään 1800-luvun lopulla tunnetun tähden liike. Nykyään tiedämme, että vain vuonna 1915 löydetyn Barnardin tähden näennäinen liike taivaalla on suurempaa, koska se sijaitsee lähempänä.
Kapteynin tähti kuuluu Auringon lähinaapurustoon, ollen yksi lähimmistä tähtinaapureistamme vain kolmentoista valovuoden päässä, mutta se on vain käymässä. Kun Kapteynin tähti on kiiruhtanut galaktisen naapurustomme läpi, sen ja Auringon tiet tuskin enää koskaan kohtaavat.
Kapteynin tähti
Linnunrataan kuuluu useita pallomaisia tähtijoukkoja, satojentuhansien tai miljoonien tähtien tiiviitä joukkoja, jotka kiertävät yksittäisten tähtien tavoin Linnunradan keskustan ympäri. Ne eivät kuitenkaan ole samanlaisia, eivätkä kaikki ole edes muodostuneet Linnunradassa. Omega Kentaurin pallomainen tähtijoukko on mielenkiintoinen, koska sen ajatellaan olevan jäänne muinaisesta miniatyyrigalaksista, joka on sulautunut Linnunrataan jättäen jälkeensä vain pallomaiseksi tähtijoukoksi muotoutuneen keskuspullistumansa.
Noin yksitoista miljardia vuotta sitten, koko universumi oli nuori, vain pari miljardia vuotta vanha. Ensimmäiset tähdet olivat syntyneet vedyn ja heliumin muodostamasta kaasusta. Juuri muita alkuaineita ne eivät sisältäneet, vaikka ensimmäisen sukupolven massiiviset tähdet olivatkin jo ehtineet räjähtää supernovina kylväen tähtienväliseen avaruuteen raskaampia alkuaineita ja siten planeettakuntien siemenet.
Omega Kentaurin pallomaisessa tähtijoukossa on kuitenkin vain vanhoja tähtiä, koska tähtien synty sai joukossa loppunsa jo kauan sitten viimeistenkin tähtienvälisen kaasun pilvien tiivistyttyä tähdiksi. Niiden joukossa oli luultavasti myös Kapteynin tähti (1).
Koska Kapteynin tähti näyttää olevan peräisin vanhasta tähtijoukosta, joka ennen sulautumistaan Linnunrataan on ollut pikkuinen Linnunradan seuralaisgalaksi, ovat myös tähteä kiertävät planeetat mitä luultavimmin syntyneet toisessa galaksissa. Yhdessä Guillem Anglada-Escuden kanssa löysin kaksi planeettaa kiertämässä Kapteynin tähteä vuonna 2014 (2). Ne ovat ensimmäiset toisesta galaksista peräisin olevat planeetat, joita olemme päässeet tutkimaan.
Kauan sitten, kaukaisessa galaksissa
Kapteynin tähden planeetat, Kapteyn b (Kuva 1.) ja Kapteyn c, ovat yhtä vanhoja kuin tähtensä. Koska planeetat muodostuvat aina samasta aineksesta kuin tähti, jota ne kiertävät, tiivistyen nuorta prototähteä kiertävästä kaasun ja pölyn kertymäkiekosta, ne ovat myös muodostuneet samaan aikaan. Kapteyn b ja c ovat siis noin 11 miljardia vuotta vanhoja supermaapalloja. On hauskaa spekuloida, että jos Kapteyn b:n pinnalla olisi joskus syntynyt elämää, sen voisi ajatella olleen ”kauan sitten, kaukaisessa galaksissa” kuten Star Wars elokuvasarjassa.
Moni onkin spekuloinut. Esimerkiksi Guillem, joka pohti brittiläisen Channel 4 -kanavan haastattelussa, että mahdollisella elämällä Kapteyn b:n pinnalla ”on ollut runsaasti aikaa kehittyä”. Tiedämme, että Maapallolla elämää kehittyi lähes välittömästi planeettamme pinnan jäähdyttyä tarpeeksi viileäksi, jotta pintaa peittänyt laavameri saattoi muodostaa kiinteän kivikuoren. Kapteyn b:n pinnalla olosuhteet ovat luultavasti pysyneet stabiileina jo 11 miljardia vuotta — yli kaksi kertaa Maapallon iän — joten paikallisella elämällä, jos sitä on, on ollut runsaasti aikaa monipuolistua ja täyttää jokainen planeetalla esiintyvä elinympäristö.
Mutta meillä ei ole tietoa onko Kapteyn b:n pinnalla elämää tai edes olosuhteita, jotka mahdollistaisivat elämän esiintymisen. Sen nestemäisen veden esiintymisen mahdollistava pintalämpötila ei riitä, jos planeetan pinnalla ei ole vettä tai jos sen kaasukehä on liian paksu ja muodostaa painekattilan, jonka olosuhteissa elävät organismit eivät voi syntyä. Emme lisäksi tiedä Kapteynin tähden planeettojen koostumuksesta mitään — vain niiden massojen alarajat, jotka kertovat, että kyseessä on mitä todennäköisimmin kaksi supermaapalloa.
Kapteynin tähden planeetat saavat jatkaa rauhallista tanssiaan kiertoradoillaan vielä pitkään. Kapteynin tähti on punainen kääpiötähti, joka polttaa ytimessään olevan vedyn heliumiksi verkkaiseen tahtiin ja loistaa jossakin päin Linnunrataa vielä satojen tai jopa tuhansien miljardien vuosien ajan. Jos Kapteyn b:n pinnalla on elämää, sillä on aikaa kehittyä vielä kauan, kokonainen ikuisuus verrattuna Maapallon biosfääriin, joka tuhoutuu viimeistään noin miljardin vuoden kuluttua hiljalleen kuumenevan auringon haihduttaessa meret ja puhaltaessa ilmakehän avaruuteen.
Kapteynin tähden planeetoilla esiintyvällä elämällä spekuloi myös Alastair Reynolds, joka julkaisi aiheesta lyhyen novellin ”Sad Kapteyn” samaan aikaan planeettakunnan löydöstä raportoineen tieteellisen artikkelin (2) kanssa.
Lähteet
- Wylie de Boer et al. 2009. Evidence of tidal debris from Omega Cen in the Kapteyn group. The Astronomical Journal, 139, 636.
- Anglada-Escude et al. 2014. Two planets around Kapteyn’s star: a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red dwarf. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 443, L89.
Eteläisen taivaan alla
Lentokone tärisee ja poukkoilee valtavasti turbulenssin kourissa sen ylittäessä maapallon pisintä vuoristoketjua, Andien vuoristoa. En kuitenkaan purista istuimen käsinojia tai pelkää kohtaavani loppuani koneen syöksyessä kohti Aconcaguan lähes seitsemänkilometristä huippua, vaan katson kuin naulittuna ikkunasta kuinka Andien lumipeite on huomattavan heikkoa ja puuttuu osalta huipuista kokonaan, vaikka on vielä kevät.
Kone kaartaa etelään, kohti Santiagoa, joka saa lähes kaiken vetensä Andien mahtavan vuoriston sulamisvirroista.
Ilmastokatastrofi näkyy brutaalilla tavalla eteläisellä pallonpuoliskolla. Chile kärsii tuhoisista tulipaloista, kun loppukesän kuiva kausi ja armottoman kuuma Aurinko saavat puut pudottamaan lehtensä jättäen erilaiset kaktukset ja muut kuivaa kestävät kasvit ainoiksi maiseman viherpilkuiksi. Samaan aikaan kastelu- ja juomavetenä käytetyt joet hiipuvat ensin puroiksi ja kuivuvat sitten kokonaan, koska Andien jäätiköt, joiden sulamisvedestä ne saavat alkunsa, kutistuvat kaiken aikaa, eikä vettä enää riitä kaikkiin joenuomiin. Ilmastokatastrofi uhkaa vakavalla tavalla Chilen vesihuoltoa.
Calanin observatoriosta on vaikuttavat näkymät keskustaan. Se on rakennettu matalalle vuorelle kaupungin itäpuolelle mutta kaupunki on vuosikymmenten saatossa nielaissut vuoren kokonaan ja ympäröi nyt observatoriota joka puolelta. Kaupungin savusumu ei onneksi ylety Calaniin asti, vaikka ilmanlaatu ei täytäkään eurooppalaisia standardeja edes keskusta-alueen ulkopuolella. Santiagon hengitysilman laatu kärsii valtavasti niin raskaasta liikenteestä ja puun ja hiilen poltosta kuin tuulen mukanaan kuljettamasta metsäpalojen savusta.
Tähtitiedettä Chilessä
Kävin ensimmäistä kertaa Santiagossa vuonna 2014. Nyt, vuonna 2019, vierailen jo neljättä kertaa ja tilanne on sama kuin aina aiemminkin. Rahoitukseni Englannissa, Hertfordshiren yliopistossa on katkennut, joten hyvä ystävä ja kollega, professori James Jenkins, on tarjonnut kuukauden kestävää pestiä eteläisen taivaan alla eksoplaneettatutkimuksen parissa. Se on akateemisen pätkätyöläisen arkea.
Chile on tähtitieteellisen maailman keskipiste. Maassa sijaitsee yli 70% maapallon tähtitieteellisestä valonkeräyskapasiteetista, eli teleskooppien peilipinta-alasta, ja lukema on vain kasvamassa, kun uuden sukupolven jättiläisteleskoopit (kuten ELT) saadaan valmiiksi. Omalta kannaltani on kiinnostavampaa, että Chilen tähtitieteilijät saavat kokonaisen 15% kiintiön Euroopan Eteläisen Observatorion (ESO) havaintoajasta. Siksi saan aina tarvittaessa chileläisiltä kollegoiltani arvokasta dataa tutkimukselleni keskeisistä kohteista.
Olen erikoistunut planeettojen havainnointiin kiertämässä Auringon lähinaapuruston punaisia kääpiötähtiä. Erityisesti, osaan erotella planeettojen aiheuttamat heikot signaalit mittausten kohinasta kenties paremmin kuin kukaan alan tutkijoista (1). Sellaisen signaalin olin löytänyt läheisen tähden Gliese 357 havainnoista.
Oikeastaan olin löytänyt kolme erillistä signaalia, jotka antoivat viitteitä siitä, että tähden Gliese 357 ympärillä saattaisi olla kokonainen kolmen planeetan järjestelmä mutta olimme erityisen kiinnostuneita planeettakunnan sisimmästä kiertolaisesta.
Gliese 357 c kiertää tähtensä ympäri nopeasti, tähden pintaa viistäen, vain vaivaisessa 3.9 päivässä. Se on suhteellisen pienikokoinen, kuuma kiviplaneetta, massaltaan vain noin kaksi kertaa Maata suurempi. Samankaltaisia planeettoja on lähitähtiemme kiertolaisina valtavasti. Niitä kutsutaan supermaapalloiksi, koska Maan tapaan ne ovat kivisiä mutta niiden massa on suurempi kuin Maalla. Tiesin kuitenkin aluksi vain planeetan massan alarajan, mikä on ainoa planeetan koosta kertova tieto, jonka saamme radiaalinopeusmenetelmällä tehdyillä havainnoilla.
Sitten koitti vuoden 2018 huhtikuu ja taivaalle laukaistu TESS (Transitin Exoplanet Survey Satellite) muutti kaiken. Tai oikeammin, chileläiset ilmoittivat intoa täynnä löytäneensä Gliese 357 c:n ylikulun TESSin tuoreista havainnoista, kun tähti vihdoin osui satelliitin havaintokenttään vuonna 2019. Planeetan ratataso oli siis meistä katsottuna sellainen, että se sattui kulkemaan radallaan täsmälleen tähtensä editse. Tiesimme välittömästi kaksi asiaa: planeetan minimimassa olisi yhtä suuri kuin sen todellinen massa ja voisimme lisäksi määrittää planeetan koon ja siten tiheydenkin, saaden tietoa tämän läheisen supermaapallon koostumuksesta (2).
Uudet maailmat
Kokonaisen uuden planeettakunnan tarkastelu on työlästä ja aluksi on aina kyettävä vastaamaan kahteen kysymykseen. Ensinnäkin, on selvitettävä voisivatko havaitut radiaalinopeussignaalit johtua tähden pinta-aktiivisuuden tuottamista jaksollisuuksista. Toiseksi, on varmistettava, että havainttujen signaalien tulkinta planeettakunnaksi on fysikaalisesti mahdollinen ja planeettojen välinen vetovoima ei saa järjestelmää kaaokseen ja sen kiertolaisia suistumaan radoiltaan. Olemassaolevan planeettakunnan kiertoratojen on oltava stabiileja, koska muutoin se ei voisi olla olemassa ja emme sitä koskaan voisi havaita.
Tähden Gliese 357 tapauksesa oli selvää, että radiaalinopeuksmittauksista havaittu 3.9 päivän jaksollisuus oli todellakin planeetan aiheuttama — aiheuttaja nimittäin löydettiin myös ylikulkumenetelmällä. Kun planeetan signaali on kyetty näkemään kahdella toisistaan riippumattomalla havaintomenetelmällä, se katsotaan ”varmistetuksi” löydöksi. Mutta toiset kaksi signaalia, joiden jaksot olivat 9.1 ja 56 päivää, saattoivat silti olla tähden aktiivisuuden tuotosta ja niiden tulkinta planeettojen aiheuttamiksi siten virheellinen.
Kaikeksi onneksi tiesimme tähden aktiivisuusmittauksista, että GJ 357 pyörähtää itsensä ympäri noin 74 päivässä. Tällainen suhteellisen pitkä pyörähdysaika tarkoittaa, että tähti on vanha ja sen aktiivisimmat elinvaiheet ovat kaukana takana päin. Tärkeämpää oli kuitenkin, että kumpikaan havaituista signaaleista ei voinut olla tähden pyörimisen, ja sen pinnalla näkyviin ja piiloon pyörähtävien tähdenpilkkujen tuottamia. Olimme siis turvallisilla vesillä. Tähden aktiivinen pinta tuskin aiheutti havaittuja jaksollisuuksia. Mutta olisiko signaaleja vastaava kolmen planeetan järjestelmä stabiili?
Planeettakuntien stabiiliutta tarkastellaan aina ennustamalla niiden ratojen evoluutiota kauas tulevaisuuteen ja katsomalla esiintyykö järjestelmässä merkittäviä määriä kaoottisuutta. Gliese 357:n planeettojen tapauksessa tulos oli hyvin selvä: planeetat muodostivat stabiilin järjestelmän, eivätkä planeettojen keskinäiset vetovoimat saaneet niitä suistumaan radoiltaan (2). Olimme siis löytäneet kokonaisen planeettakunnan.
Mutta ratalaskennan perusteella saimme toisenkin tärkeän tuloksen: kahden uloimman planeetan ratatasot eivät voineet poiketa sisimmän vastaavasta kovinkaan paljon, koska muutoin ne olisivat olleet havaittua minimimassaansa huomattavasti suurempia ja aiheuttaneet voimakkaita muutoksia toistensa ratoihin, mikä olisi tehnyt järjestelmästä epästabiilin. Se taas tarkoitti, että onnistuimme määrittämään uloimpien planeettojen massoille myös ylärajat ja kykenimme osoittamaan, että koko planeettakunta kiertää todennäköisesti tähteään suunnilleen samassa tasossa aivan kuten Aurinkokunnankin planeetat tekevät (2).
Saatuamme arvion järjestelmän sisimmän planeetan halkaisijalle ylikulkujen perusteella, tarjolla oli vielä yksi yllätys. Laskimme planeetan tiheyden olevan noin 40% suurempi kuin Maapallolla, mikä tarkoitti, että kyseessä on lähinnä raudasta ja nikkelistä koostuva pallo, jolla on vain ohut silikaattien, eli kiven, muodostama vaippa ympärillään. Maapallon rauta-silikaattivaippa on noin 3000 kilometriä paksu mutta Gliese 357 c:n vaippa olisi tätä huomattavasti ohuempi. Planeetan geologia poikkeaisi siis huomattavalla tavalla Maapallon geologiasta. Kaiken lisäksi Gliese 357 c on radallaan niin lähellä tähteään, että tähden valtaisat vuorovesivoimat ovat saaneet planeetan kiertoajan lukkiutumaan pyörimisaikaan siten, että se näyttää tähdelleen aina saman puoliskon pinnastaan. Planeetan pinnalla ei siis ole vuorokausivaihteluita, vaan vain joko ikuinen päivä tai yö.
Vesi mahdollistaa elämän
Vailla uloimman planeetan ylikulkuhavaintoja emme ole onnistuneet arvioimaan sen tiheyttä ja tutkimaan antaisiko koostumus viitteitä esimerkiksi merien olemassaolosta planeetan pinnalla. Tiedämme kuitenkin, että Gliese 357 d:n pintalämpotila on riittävän alhainen siihen, etteivät sen meret kiehu pois, vaan vesi pysyy planeetan pinnalla. Jos planeetalla on vettä, joka on yksi maailmankaikkeuden yleisimmistä yhdisteistä, se pysyy nestemäisenä planeettaa peittävän jääkuoren alla.
Nestemäinen vesi mahdollistaa elämän siinä muodossa kuin olemme sen Maapallolla opineet tuntemaan. Veden puute taas on elämälle tuhoisaa, kuten voi nopeasti havaita katsomalla ympärilleen Atacaman autiomaassa, jonka ylängölle maailman suurimmat observatoriot on rakennettu. Alueella ei kasva juuri mikään, koska siellä ei sada vettä juuri koskaan. Ja juuri siksi tähtitieteilijät ovat valinneet paikan suurten observatorioidensa kodiksi.
Ironisesti, suurin este tähtitieteelle maan pinnalla on vesi, jota ilman elämää ja siten ihmissivilisaatiota ja tähtitiedettä ei olisi. Pilvet tekevät tähtitaivaan kohteiden tarkkailusta mahdotonta ja pelkkä yläilmakehän vesihöyrykin heikentää havaintotarkkuutta ja estää laajoja aallonpituuskaistoja näkyvää valoa ja erityisesti infrapunasäteilyä saapumasta maahan asti. Vesi saa tähtitieteilijät rakentamaan teleskooppinsa vuorten huipuille, korkealle pilvimassojen ulottumattomiin ja paikkoihin, joissa ilmankosteus on mahdollisimman vähäistä.
Veden puute taas tuottaa ongelmia ihmisille. Niitä ongelmia voimistaa ilmastokatastrofi, joka sulattaa vuoristojen jäätiköt ja ehdyttää niiden sulamisvirroista riippuvaiset joet.
Allaoleva twiittiketju kertoo yksityiskohtaisemmin vuoden 2017 Chilen reissun tapahtumista.
A tale of @UniofHerts astronomer doing #science in Chile in one thread. Follow the tag #ScienceInChile! #exoplanets #astronomy
— Mikko Tuomi (@mustapipa) January 5, 2017
Lähteet
- Dumusque et al. 2017. Radial-velocity fitting challenge. II. First results of the analysis of the data set. Astronomy and Astrophysics, 598, A133.
- Jenkins et al. 2019. GJ 357: a low-mass planetary system uncovered by precision radial velocities and dynamical simulations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 490, 5585.
Mikä on planeetta?
Planeettojen löytyminen lähitähtien kiertoradoilta on pakottanut tähtitieteilijät pohtimaan tarkemmin mitä sanalla ”planeetta” oikein tarkoitetaan. On kuitenkin paljon helpompaa kysyä mikä on planeetta kuin tarjota asiaan tyhjentävää vastausta. Siksi koetamme edetä kohti vastausta kysymällä aluksi: ”Onko Pluto planeetta?” Sekin on yksinkertainen kysymys vailla yksinkertaista vastausta.
Tähtitieteilijät pitävät havaintokohteiden ja taivaankappaleiden luokittelusta ja antavatkin niille tavallisesti yleisnimiä kuten ”planeetta”, ”tähti” tai ”asteroidi”. Kansainvälisen tähtitieteen unionin (IAU) mukaan Pluto luokitellaan ”kääpiöplaneetaksi”, koska se ei ole riittävän massiivinen kyetäkseen ”tyhjentämään ratansa ympäristöä muista kappaleista”. Riippumatta siitä, mitä tällaisella määritelmällä tarkoitetaan, on selvää, että Pluto on kokonainen oma maailmansa, kuten New Horizons luotaimen kuvista (Kuva 1.) käy selville. Olisi houkuttelevaa kutsua Plutoa planeetaksi pelkän kuvan perusteella, riippumatta IAU:n päätöksistä.
Kansainvälisen tähtitieteen unionin IAU:n mukaan planeetta määritellään seuraavalla tavalla:
- Kohde on ”planeetta”, jos se (a) kiertää radallaan Aurinkoa, (b) on riittävän massiivinen saavuttaakseen hydrostaattisen tasapainon ja siten lähes pallomaisen muodon sekä (c) kykenee tyhjentämään ratansa ympäristön muista kappaleista.
- Kohde on ”kääpiöplaneetta”, jos se (a) kiertää radallaan Aurinkoa, (b) on riittävän massiivinen saavustaakseen hydrostaattisen tasapainon ja siten lähes pallomaisen muodon mutta (c) ei kykene tyhjentämään ratansa ympäristöä muista kappaleista ja (d) ei ole satelliitti eli massiivisemman kappaleen kiertolainen.
- Kaikki muut Aurinkoa kiertävät kohteet paitsi satelliitit ovat ”pieniä Aurinkokunnan kappaleita”.
Vaikka Pluto kiertää radallaan Aurinkoa ja on riittävän massiivinen saavuttaakseen hydrostaattisen tasapainon ja siten lähes pallomaisen muodon (Kuva 1.), se ei ole kyennyt tyhjentämään ratansa ympäristöä muista kappaleista muuttamalla niiden ratoja vetovoimansa avulla. Siksi IAU päätti luokitella Pluton kääpiöplaneetaksi ja siirsi sen syrjään Aurinkokunnan varsinaisten planeettojen harvalukuisesta joukosta.
Päätöksen ongelmat käyvät välittömästi ilmi, kun muistetaan, että Jupiter, Aurinkokunnan suurin planeetta, ei myöskään ole kyennyt tyhjentämään ratansa ympäristöä muista kappaleista. Jupiterin radalla ja sen lähiympäristössä on tuhansia troijalaisiksi kutsuttuja asteroideja. Silti kenellekään ei ole tullut edes mieleen kyseenalaistaa Jupiterin statusta planeettana. Lisäksi, puhuttaessa Aurinkokunnan ulkopuolisista planeetoista, eksoplaneetoista, IAU:n määritelmä ei ole voimassa. Sen on sovittu soveltuvan vain Aurinkokunnan kappaleiden luokitteluun.
Tähtitieteilijät kutsuvat Aurinkokunnan ulkopuolisia muita tähtiä kiertäviä kappaleita planeetoiksi jos ne ovat (a) riittävän suuria saavuttaakseen hydrostaattisen tasapainotilan ja (b) massaltaan riittävän pieniä, jotta fuusioreaktiot eivät pääse käynnistymään niiden ytimissä. Fuusioreaktioiden käynnistyminen tarkoittaisi tietenkin, että kappale tuottaisi ja säteilisi energiaa kuten varsinaiset tähdet tai ruskeat kääpiöt. Mutta teoreettinen määritelmä on vasta jäävuoren huippu — on erittäin hankalaa selvittää käytännössä kuinka suuria muita tähtiä kiertävät kappaleet ovat, kun jo niiden pelkkä olemassaolo on hankalaa todeta havainnoista.
Kappaleen ylikulusta lähitähden pinnan editse on kohtuullisen suoraviivaista päätellä, että kyseessä on planeetta, kuten Kepler avaruusteleskoopin lukuisat planeettalöydöt osoittavat. Keplerin havannoista löydetyt kappaleet ovat riittävän suuria saavuttaakseen hydrostaattisen tasapainon jo siksi, että ne ovat riittävän suuria peittääkseen tähtiensä pintaa havaittavissa määrin. Mutta entäpä suuremmat kappaleet, jotka ovat kooltaan samaa luokkaa Jupiterin kanssa?
Koska ylikulku voi paljastaa vain kiertolaisen koon suhteessa tähden kokoon, on mahdotonta tietää ovatko jotkut niistä massaltaan suurempia kuin noin 13 kertaa Jupiterin massa, mikä on riittävä ytimen fuusioreaktioiden käynnistymiseen. Tämän rajan ylittäviä kappaleita kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi. Massiiviset kaasuplaneetat, ruskeat kääpiöt ja keveimmät punaiset kääpiötähdet ovat lisäksi halkaisijaltaan suunnilleen samankokoisia, joten niiden erottaminen toisistaan on erittäin vaikeaa ylikulkujen perusteella.
Kappaleiden luokittelu on vieläkin hankalampaa, kun ne on löydetty radiaalinopeusmenetelmällä. Menetelmällä mitataan tähden heilahtelua taivaalla vuoroin kohti havaitsijaa ja havaitsijasta poispäin aiheutuen sen kiertolaisesta, joka vetää tähteä puoleensa eri suunnista ollessaan ratansa eri vaiheissa. Mutta radiaalinopeusmenetelmällä voidaan mitata vain kiertolaisen massan alaraja, joten käy mahdottomaksi sanoa onko jokin yksittäinen kohde massaltaan riittävän pieni ollakseen planeetta, vaikka tilastollisesti voidaan sanoa valtaosan havaituista kohteista olevan ihan oikeita planeettoja.
Kaikeksi huipuksi eksoplaneettojen tapauksessa ei ole mitään mahdollisuuksia selvittää ovatko ne tyhjentäneet ratansa ympäristön muista kappaleista. On lisäksi olemassa havaintoja avaruudessa yksinään vaeltavista kappaleista, jotka ovat kokonsa puolesta planeettoja mutta jotka eivät ole minkään tähden kiertolaisia. Millä nimityksellä niitä pitäisi kutsua?
Ehkäpä kappaleiden luokittelu planeetoiksi vain on vaikeaa ja yleinen planeetan määrittely on yhtä subjektiivista kuin sen, mikä on vaikkapa ”maanosa”. Samalla tavalla esimerkiksi biologit eivät ole kyenneet määrittelemään kattavasti mitä ”elävä” tarkoittaa, vaikka tavallisesti sanovatkin ”tietävänsä mikä on elävää nähdessään sen”. Ehkäpä eri tilanteissa vain tarvitaan erilaisia määritelmiä, kun koetamme sovittaa luonnossa havaittavaa jatkumoa mielivaltaisiin lokeroihimme. Silloin kattavien määritelmien etsiminen voi jopa hankaloittaa asioiden ymmärtämistä enemmän kuin se auttaa näennäisessä luokittelussa.
Mutta entäpä Pluto? Mielestäni se todellakin on oma omituinen maailmansa, jota voimme hyvällä omatunnolla kutsua planeetaksi riippumatta kenenkään subjektiivisista määritelmistä. Vaikka kaikki eivät olisikaan asiasta samaa mieltä, yksi asia on varmaa. Jos Plutoa muistuttava kappale löydettäisiin kiertämässä radallaan jotakin toista tähteä, jokainen tähtitieteilijä kutsuisi sitä silmiään räpäyttämättä planeetaksi eikä miksikään muuksi.
Teksti on muokattu vuonna 2016 Pale Red Dot kampanjan yhteydessä julkaistusta kirjoituksestani ”What is a planet?”
Kosmiset lähinaapurit
Maailmassa on monta mittatikkua. Tähtitieteilijät käyttävät niistä ehkäpä erikoisimpia. Juuri kenenkään kokemuspiiriin ei mahdu sellaista perusmittaa kuin ”valovuosi”, joka tarkoittaa valon vuodessa kulkemaan matkaa. Sellainen matka on täysin mahdotonta käsittää nisäkkäälle, jonka kokemuspiiriin kuuluvat senttimetrit, metrit ja kilometrit muttei mitta, joka kattaa ”yhdeksän ja puoli miljoonaa miljoonaa kilometriä”.
Valovuosi on kuitenkin käytännöllinen mittatikku. Galaktisessa mittakaavassa sitä on helppoa käyttää tähtien etäisyyden mittaamiseen. Lähimmät tähdet sijaitsevat muutaman valovuoden etäisyydellä. Galaksimme keskustan supermassiivinen musta-aukko taas sijaitsee noin 27000 valovuoden päässä. Kaikki taivaalla näkemämme tähdet ovat jossakin siinä välissä.
Tiedämme nykyään lähitähtien tarkat etäisyydet — kiitos Gaia avaruusteleskoopin, joka on kyennyt mittaamaan ne ennätyksellisen tarkasti käyttäen hyväkseen tähtien parallaksia. Parallaksimittauksen (Kuva 1.) idea on yksinkertainen. Mitä lähempänä tähti on, sitä enemmän se näyttää siirtyvän vuosittain suhteessa taustataivaan tähtiin, kun sitä katsotaan hiukan eri suunnista Maan kiertäessä radallaan Aurinkoa. Loppu on helppoa kolmiomittausta ja tuloksena lähitähtien etäisyydet tunnetaankin jo neljän merkitsevän numeron tarkkuudella.
Parallaksin mittaaminen on periaatteeltaan yksi helpoimmista tähtitieteellisistä mittauksista. Parallaksi tulee kreikasta ja tarkoittaa ”vaihtelua”. Kun tähden paikan vuotuinen vaihtelu taivaalla on yhden kaarisekunnin, eli yhden kuudeskymmenesosan asteen kuudeskymmenesosasta (eli kaariminuutista), sen etäisyys on yhden parsekin verran. Lähin Kentaurin tähdistön tähti, eli Proxima Kentauri, omaa 0.77 kaarisekunnin parallaksin, eli se on 1.3 parsekin tai 4.2 valovuoden etäisyydellä.
Lähin Kentauri
Auringon lähinaapurusto alkaa lähimmästä Kentaurista, eli tähdestä nimeltä Proxima Kentauri. Se on Alpha Kentaurin kolmoistähden himmein C-komponentti, A:n ja B:n ollessa tällä hetkellä radoillaan hiukan kauempana. Proxima on kolmikosta ainoa, jonka kiertoradalta on havaittu planeetta (1).
Vielä äskettäin tähtitieteilijöillä ei ollut varmaa tietoa siitä, kiertääkö Proxima todella tähtien A ja B muodostamaa tiiviimpää paria. Kolmikko muodostaa kuitenkin tähtien keskinäisen vetovoiman toisiinsa sitoman kolmoistähden, jossa Proxima kiertää hiljalleen parin A+B ympäri kerran puolessa miljoonassa vuodessa (2). Mutta miten voimme olla siitä varmoja?
Ensimmäinen vihje saadaan havaitsemalla, että Proxima, A ja B ovat avaruudessa toisiaan lähellä. Paljaalla silmällä A ja B eivät ole erotettavissa toisistaan niiden läheisyyden vuoksi, vaan ne näyttäytyvät yhtenä kirkkaana tähtitaivaan kohteena, tähtiparina, joka loistaa Kentaurin tähdistön kirkkaimpana kohteena. Huomattavasti himmeämpi Proxima puolestaan erottuu vain teleskoopilla noin kahden asteen päässä A+B parista. Se tarkoittaa kuitenkin valtavaa 0.06 parsekin etäisyyttä, joka on noin 13000 kertaa suurempi kuin Maan ja Auringon välinen etäisyys.
Proxima myös liikkuu taivaalla samaan suuntaan A:n ja B:n kanssa niiden kiertäessä radallaan Linnunradan keskustan ympäri. Se on toinen vihje. Toisiaan kiertävien tähtien ominaisliikkeen galaksissamme on oltava likimain saman suuruista.
Ratkaisevaa on kuitenkin Proximan liike suhteessa pariin A+B. Laskelmien mukaan Proxima ei liiku niin nopeasti, että se kykenisi pakenemaan A+B parin vetovoimakentästä (2). Sen matka galaksimme keskustan ympäri jatkuu siis kieppuen, puolen miljoonan vuoden sykleissä, A+B parin ympäri, ellei jonkin lähelle tulevan tähden vetovoima muuta tilannetta tulevaisuudessa.
Kauas tähdet karkaavat
Tähdet eivät pysy samalla paikalla taivaalla, eivät suhteessa toisiinsa eivätkä suhteessa Linnunradan keskustaan. Ne muodostavat dynaamisen järjestelmän, joka on aina muutoksen kourissa ja jossa yksittäiset tähdet ohittavat toisiaan lähietäisyydeltä niiden sattuessa toistensa lähelle radoillaan.
Vaikka Proxima Kentauri on juuri nyt Auringon lähin tähtinaapuri, noin 25000 vuoden kuluttua se on siirtynyt radallaan A+B parin toiselle puolelle kolmikon lähestyttyä vain kolmen valovuoden päähän Auringosta. Noin 38000 vuoden kuluttua lähimpänä Aurinkoa on himmeä Barnardin tähti. Ja 46000 vuoden kuluttua lähimmän tähden tittelin ottaa ”hetkeksi” (Kuva 2.) punainen kääpiötähti Gliese 445.
Tähtitaivas saattaa näyttäytyä muuttumattomana teknisen ihmissivilisaation näkökulmasta katsottuna mutta ihmislaji on nähnyt sen muuttuvan hiljalleen kymmenien tuhansien vuosien kuluessa. Dinosaurusten valtakaudella, runsaat sata miljoonaa vuotta sitten, Aurinko puolestaan sijaitsi suunnilleen Linnunradan toisella laidalla ja tähtitaivaassa ei ollut ainuttakaan ihmislajille tuttua tähtikuviota.
Kosminen lähinaapurusto on siis olemassa vain hetken. Se muuttuu jatkuvasti vuosimiljoonien kuluessa. Ihmislajin kuoltua sukupuuttoon noin miljoonan vuoden kuluttua, mikä on nisäkäslajien keskimääräinen elinikä, uudet lajit näkevät erilaisen tähtitaivaan. Aurinkokunnan kosminen lähinaapurusto näyttää silloin täysin erilaiselta.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 