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.

Kuva 1. Aurinkokunnan massakeskipisteen liike suhteessa Aurinkoon. Tarkastellessaan Auringon liikettä, Aurinkokunnan ulkopuolinen havaitsija voisi päätellä planeeettojen kiertävän Aurinkoa. Kuva: Carl Smith, Rubik-wuerfel.

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.

Kuva 2. Esimerkki siitä, miltä spektrografien kuvaamat spektrit näyttivät 1990-luvulla. Kuva: R. P. Butler, Carnegie.

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

1. Marcy et al. 1996. A planetary companion to 70 Virginis. The Astrophysical Journal, 464, L147.
2. Mayor et al. 1995. A Jupiter-mass companion to a Solar-type star. Nature, 378, 355.
3. Butler et al. 1996. A planet orbiting 47 Ursae Majoris. The Astrophysical Journal, 464, L153.
4. Butler et al. 2017. The LCES/Keck precision radial velocity exoplanet survey. The Astronomical Journal, 153, 208.