Eteläisen taivaan alla — teleskoopit taivaissa
Maasto kumpuilee silmänkantamattomiin, kauas horisonttiin asti. Jossakin tuolla on Tyyni valtameri ja sen kosteat tuulet ja viileät, ravinteikkaat merivirrat, jotka ovat täynnä elämää osoituksena planeettamme lempeästä luonteesta. Näkyvissä on kuitenkin vain mäkiä ja vuoria, kuivaa kivikkoa ja hiekkaa. Atacaman autiomaan ylängöllä ei kasva juuri mikään. Koko maisema näyttää elottomalta — kuin oltaisiin vieraan planeetan pinnalla jossakin elinkelvottomalla planeetalla.
Vaikka olen hyvinkin tiukasti Maapallon pinalla, Atacaman autiomaa tarjoaa ikkunan toisiin maailmoihin — alueelle on sijoitettu maailman tehokkaimmat ja tarkimmat teleskoopit ja siellä päästään siksi lähemmäksi toisia maailmoja kuin missään muualla planeetallamme. Chilessä sijaitsevat parhaat instrumentit, joilla etsimme merkkejä toisista planeetoista kiertämässä Auringon lähinaapuruston tähtiä, ja Atacaman autiomaa tarjoaa niille optimaaliset olosuhteet.
Autiomaassa on paikkoja, joissa ei ole satanut pisaraakaan vettä kymmeniin vuosiin. Se ei kuitenkaan ole eloton — kaukana siitä. Lähempi tarkastelu osoittaa, että kivien koloissa siellä täällä kasvaa kitukasvuisia ruohoja, puuvartisia pensaita ja muita matalia äärimmäiseen kuivuuteen tottuneita kasveja. Ja missä on kasveja, siellä on kasvinsyöjiä.
Atacaman autiomaasta löytyy hämmästyttävä kirjo eläimiä. Viskatsat, jäniksiltä näyttävät chinchillojen sukulaiset, pärjäävät autiomaan olosuhteissa mutta nekin joutuvat pelkäämään alueen harmaakettuja, jotka tulevat aamuisin observatorion kanttiinin eteen hakemaan makupaloja yönsä havaintoja tehneiltä, väsyneiltä tähtitieteilijöiltä. Ylängöllä on jopa espanjalaisilta konkistadoreilta karanneita ja autiomaan karuun elämään sopeutuneita aaseja (Kuva 1.), joita hätyyttää korkeintaan jokunen alueella elävä sitkeä puuma.
Vesi tuodaan La Sillan observatorioon pitkää vesijohtoa pitkin, joka kiemurtelee ylängölle lähimmästä laaksosta, jossa pohjavesi on riittävän lähellä maan pintaa. Juuri muuta vettä Atacaman autiomaassa ei olekaan. Se on optimaalinen paikka observatorioille juuri siksi, että alue on yksi maailman kuivimpia.
Tyynen valtameren tuulet puhaltavat kostean ilman ja pilvimassat mantereelle, jossa ne törmäävät Andien valtaisaa vuoristoketjuun. Ilmamassa nousee ylemmäs ja viilenee, jolloin sen sisältämä kosteus tiivistyy pisaroiksi ja sataa Andien läntisille rinteille. Ylänköalueelle pilvet ja niiden sisältämä kosteus sen sijaan eivät pääse juuri koskaan.
Valonsäteet taivaalla
Kirkas taivas on näkyvän valon aallonpituusaluetta käyttävän havaitsevan tähtitieteen perusedellytyksiä. Mutta tähtitieteilijät eivät ole koskaan tyytyväisiä saavuttamaansa tarkkuuteen, vaan haluavat parantaa sitä.
Kylmän sodan aikana Yhdysvaltojen armeijan insinöörit kehittelivät parempia menetelmiä Neuvostoliiton uhkaaviksi koettujen satelliittien tehokkaampaan havaitsemiseen. He törmäsivät pian tähtitieteilijöitäkin vaivanneeseen ongelmaan. Ilmakehä ei ole tasainen, läpinäkyvä lasikatto päämme päällä, vaan pyörteilevä, virtauksia ja turbulenssia sisältävä sumuverho, joka saa tähtien pistemäiset kuvat laajenemaan pyöreiksi tuhruiksi yrittäessämme kuvata niitä. Siksi insinöörit lähtivät soveltamaan käsillään olevaa huipputeknologiaa ongelman ratkaisemiseen.
He rakensivat muokattavan peilin, jota saatiin ohjattua tietokoneella aina tarvittavaan muotoon ilmakehän häiriöiden minimoimiseksi reaaliajassa. Tarvittiin vain keino mitata ilmakehän turbulenssien vaikutusta Maahan saapuvaan valoon. Keinon tarjosivat yläilmakehään suunnatut laserit.
Adaptiivinen optiikka perustuu siihen että havaittavan kohteen viereen taivaalla suunnataan pistemäinen laser, kuin jättiläismäinen laserpointteri. Kun laser on kohteen kanssa samassa havaintokentässä, voimme muokata automaattisesti mukautuvan peilimme sellaiseen muotoon, että laserin yläilmakehästä heijastuva valo näkyy kentässä pistemäisenä. Silloin peili kumoaa ilmakehän pyörteilyn aiheuttamat vääristymät myös itse havaittavan kohteen kuvaan. Lopputuloksena saamme parannettua maanpäällisen tähtitieteen tarkkuutta vastaamaan avaruusteleskooppien erotuskykyä.
La Sillan observatoriossa ei ole niin suuria teleskooppeja, että adaptiivisen optiikan tapaisen kalliin ja teknisesti haastavan optisen ratkaisun käyttäminen olisi tarkoituksenmukaista. Sen suurin valoa keräävä peili kuuluu 3.6 metriselle teleskoopille, jonka instrumenttina on nimeä HARPS kantava spektrografi. Se on toistaiseksi menestyksekkäin eksoplaneettojen havaitsemiseen käytetty maanpäällinen instrumentti.
HARPS on ollut pääroolissa useissa lähitähtiä kiertävien planeettojen löydöissä. Sillä tehtäviä havaintoja uhmaa vain vuoriston ajoittain kovaksi yltyvä tuuli, joka pakottaa sulkemaan teleskooppien kuvut, jotta vältyttäisiin vahingoilta. Ilmankosteus ja pilvet eivät uhkaa tähtitiedettä autiomaassa, jossa taivaalle eksyy pilviä vain hyvin harvoin.
Joskus Atacamassakin kuitenkin sataa. Ja joskus sade tulee lumena ylängöllä (Kuva 3.), jossa teleskoopit ovat lähempänä taivasta kuin kenties missään koko Maapallolla.
Jääkuoren alla — elämän edellytykset Aurinkokunnan kuissa
Maapallolla rikkaimmat vedet löytyvät napa-alueilta. Merijään kesällä väistyttyä, napa-alueiden vedet ovat maapallon ravinteikkaimpia ja mahdollistavat planktonin, merten pieneliöiden, valtaisan kasvun, mikä tuottaa ravinnon suurille määrille suurempia eläimiä silleistä sinivalaisiin.
Myös jään alla, napa-alueiden talven ikuisessa pimeydessä on elämää. Mutta paljon vähemmän, koska maapallolla lähes kaikki elämä on riippuvaista fotosynteesistä — kasvien ja sinilevien energiantuotannosta Auringon valon avulla. Ei kuitenkaan aivan kaikki.
Syvän meren mustiksi savuttajiksi kutsutuissa biotoopeissa elämää ylläpitävä energiavirta ei tule Auringosta. Siellä mikrobit toimivat perustuottajina saaden energiansa kemiallisista reaktioista, jotka mahdollistaa syvältä maankuoresta merenpohjan läpi tunkeutuva kuuma, mineraaleilla kyllästetty vesi. Bakteerit puolestaan toimivat ravintona monenlaisille organismeille katkaravuista pieniin kaloihin ja muihin eläimiin.
Mustat savuttajat ja niiden muodostamat merenpohjien keitaat ovat mahdollisia, koska elämä saa energiaa maapallon geologisen aktiivisuuden vuoksi. Puhutaan kylmän meriveden ja sulan magman lämpötilaeron aiheuttamasta kemiallisesta gradientista, josta energiantuotantoon soveltuvat mustien savuttajien vapauttamat reaktiiviset kemikaalit saavat alkunsa. Avainasemassa on lämpö ja sitä riittää maapallon vaipan sulassa kiven ja metallin seoksessa.
Maapallon napa-alueet eivät ole ainoita jääkuoren peittämiä paikkoja Aurinkokunnassa. Muualla jäiset kuoret vain ovat aivan eri mittakaavassa.
Jupiterin kuun Europan pinta on jäätä. Noin 10-30 km jääkuoren alla on arviolta sadan kilometrin paksuinen kerros nestemäistä vettä. Se on kauttaaltaan kymmenen kertaa syvempi kuin maapallon valtamerten syvin kohta. Europalla on siten enemmän vettä kuin Maapallolla, vaikka kuu on halkaisijaltaan vain neljänneksen Maasta. Syynä on syntyhistoria — Europa ja muut ulomman Aurinkokunnan kappaleet ovat muodostuneet ”jäärajan” takana, jossa vesi ei ollut höyrystyneenä kaasuksi, vaan kiinteinä jääkiteinä ja jäisenä pölynä, joka kasautui protoplaneetoiksi ja kuiksi kaasuplaneettojen kiertoradoille.
Aurinkokunnassa on useita jäisiä kuita, joiden kiinteän kuoren alla velloo nestemäinen suolaisen veden muodostama meri. Ne eivät ole pinnaltaan elinkelpoisia kappaleita mutta voivat olla sitä pintansa alta. Nestemäinen vesi tarkoittaa ainoan tuntemamme esimerkin mukaan elämän mahdollisuuksia syntyä, monimuotoistua ja kukoistaa.
Europan ja Ganymeden lisäksi Saturnuksen jääkuoren peittämä kuu Enceladus piilottelee sisällään nestemäisen veden muodostamaa merta. Samanlaiset meret löytyvät luultavasti myös Uranuksen kuiden Titanian ja Oberonin jääpeitteiden alta (1).
Kuita peittävät meret eivät jäädy pintaansa lukuunottamatta kaasuplaneettojen vuorovesivoimien vuoksi. Kuiden vaipat ja ytimet venyvät ja vääntyvät kuin muovailuvaha ja jään ja kiviaineksen sisäinen kitka kuumentaa kappaleita, pitäen meret nestemäisinä. Vuorovesivoimat jättävät näkyvät jälkensä halkeilleisiin jääkuoriin, joissa lukemattomat railot ja valtavat kanjonit kertovat pinnan kokemista voimista.
Jäisiltä kuilla voi esiintyä Aurinkokunnassa enemmän elinkelpoisia paikkoja kuin planeettojen pinnoilla. Tunnemme vain yhden elinkelpoisen planeetan, joskaan Marsin pinnan elinkelpoisuutta ei voida poissulkea. Nestemäisiä meriä löytyy kuitenkin jopa neljän kuun pinnan alta. Aurinkokunnassa voi siis olla useita elämää ylläpitäviä kappaleita — niistä valtaosa vain piilottaa elinkelpoiset olosuhteensa kymmeniä kilometrejä paksujen jääkuorten alle. Sellaisia on mahdotonta tutkia vierailematta paikan päällä.
Aivan kuten valtamerten pohjissa Maapallolla, kuiden merenpohjien mustat savuttajat voivat varmistaa perustuotannon ja siten merten elinkelpoisuuden paksunkin jään alla. Ne saisivat energiansa mekaanisesti vuorovesivoimista mutta voisivat toimia muutoin samalla tavalla kuin Maassa.
Emme tiedä ovatko Aurinkokunnan monet meret elinkelpoisia. Tiedämme vain, että ne ovat olemassa ja tarjoavat valtavasti mielenkiintoisia paikkoja tulevaisuuden robottiluotainten tutkittaviksi. Ensimmäinen niistä, Europa Clipper, on aikataulutettu lähetettäväksi kohti Jupiterin järjestelmää vuonna 2024. Se pääsee tutkimaan Europan merta ja sen elinkelpoisuutta Jupiterin kiertoradalta käsin.
Lähteet
Kaksi ruskeaa kääpiötä
Jotkin tähdet ovat kooltaan valtavia. Hiljattain tuntemattomasta syystä himmentynyt punainen jättiläistähti Betelgeuse on niin suuri, että sen sisälle mahtuisi koko Jupiterin kiertorata Auringon ympäri. Mutta Betelgeusekin on pieni verrattuna kaksi kertaa suurempaan tähteen VY Canis Majoris. Se on yksi koko Linnunradan suurimmista ja kirkkaimmista tähdistä.
Punaiset kääpiötähdet puolestaan ovat pieniä. Niistä keveimmät ovat vain hiukan suurempia kuin kookkaimmat jättiläisplaneetat. Mutta tähtien ja planeettojen väliin mahduu kokonaan erillinen eksoottisten kappaleiden luokka. Niitä kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi.
Törmäsin kahteen ruskeaan kääpiöön kartoittaessani Auringon lähinaapuruston tähtiä kertäviä planeettakuntia vuonna 2014 (1). Niistä ensimmäinen on nimeltään Gliese 1046 B.
Gliese 1046 on aivan tavallinen Auringon lähinaapurustoon kuuluva punainen kääpiötähti. Sen liike avaruudessa ei kuitenkaan ole aivan tavallista. UVES spektrografin havaintojen pohjalta sen kertoradalta löydettiin ruskeaksi kääpiöksi tulkittu kappale (2). Kappaleen vetovoiman aiheuttama tähden radiaalinopeusheilahtelu on ainoa asia, jonka siitä tiedämme (Kuva 1.).
Radiaalinopeushavainnoista selviää kuitenkin kaksi asiaa. Ensinnäkin, tähti heilahtelee noin 169 päivän jaksoissa (Kuva 1.). Heilahtelun suuruus taas paljastaa, että tarvitaan ainakin 30 Jupiterin massan kappale, jotta kohteena oleva punainen kääpiötähti voisi liikkua avaruudessa havaitussa määrin. Siksi tiedämme, että tähteä heilutteleva kappale ei voi olla planeetta, jonka massan yläraja on noin 13 Jupiterin massaa. Se on jotakin suurempaa.
Kaksoistähdet ovat yleisiä mutta tähden Gliese 1046 kiertolainen ei voi olla tavallinen tähti. Se näkyisi UVES -instrumentin ottamissa spektrihavainnoissa kahtena päällekkäisenä spektrinä. Silloin ainoaksi vaihtoehdoksi jää ruskea kääpiö — kappale, joka on massaltaan yli 13 Jupiterin massaa ja jonka ytimessä deuteriumin fuusioreaktiot käynnistyvät mutta joka ei ole riittävän massiivinen, jotta tavallinen vety fuusioituisi heliumiksi, kuten pienimpien punaisten kääpiötähtien ytimissä.
Kuvassa 1. näkyvät kaikki havainnot, joita tähden Gliese 1046 kiertolaisesta Gliese 1046 b on olemassa. Tiedämme, että kyseessä on ruskea kääpiö mutta juuri muuta emme siitä voi sanoa. Radiaalinopeusmenetelmä on kuitenkin mainio tapa havaita ruskeita kääpiöitä kiertämässä lähitähtiä.
Toinen Auringon lähinaapuruston ruskea kääpiö Gliese 229 B voidaan nähdä suoraan (Kuva 2.). Se on mahdollista, koska se on niin kaukana tähdestä Gliese 229, että kohteet erottuvat kahtena erillisenä valonlähteenä. Tähden radiaalinopeushavainnoissa vaatimattomasti B-kirjaimella merkitty ruskea kääpiö erottuu vain vetovoiman aiheuttamana lineaarisena kiihtyvyytenä, josta on mahdotonta määrittää kiertoradan jaksoa tai kappaleen massaa.
Suorasta havainnosta on saatu määritettyä Gliese 229 B:n massa. Se on jossakin 20 ja 50 Jupiterin massan välillä, tai 2-5% Auringon massasta. Mutta massa kertoo vain vähän tällaisten kappaleiden koosta.
Kuinka suuri on kääpiö?
Pienimmät punaiset kääpiötähdet, joista vaikkapa Proxima Kentauri on hyvänä esimerkkinä, ovat tavallisesti halkaisijaltaan noin 15% Auringosta tai 40% Jupiteria suurempia. Arvioiden mukaan ruskea kääpiö Gliese 229 B on vain noin 17% Jupiteria suurempi. Mutta pienin tunnettu punainen kääpiötähti on vielä tätäkin pienempi, vain 83% Jupiterin halkaisijasta — lähes täsmälleen Saturnuksen kokoinen.
Näyttää siis siltä, että Saturnuksen ja Jupiterin kokoluokkaan kuuluvat jättiläisplaneetat ovat kooltaan samansuuruisia kuin massiivisemmat kohteet aina keveimpiin tähtiin saakka. Se on kokoluokka, joka kattaa kappaleet Jupiteria keveämmästä aina noin 70 kertaa Jupiteria massiivisempaan, mikä on pienimmän tunnetun vedyn fuusioon kykenevän punaisen kääpiötähden 2MASS J0523-1403 massa.
Voidaan sanoa, että kaikki ruskeat kääpiöt ovat kooltaan suunnilleen samansuuruisia, vaikka niiden massat voivat olla mitä vain noin 13 ja 70 Jupiterin massan välillä (Kuva 3.).
Ruskeita kääpiöitä pidettiin pitkään eksoottisina planeettojen ja tähtien välimuotoina. Ne ovat uitenkin varsin tavallisia kappaleita galaksissamme ja Auringon lähinaapurustossa. Eksoottisia niistä tekee vain se, että ruskeita kääpiöitä oli pitkään hyvin vaikeaa havaita. Niistä ensimmäinen oli juuri vuonna 1995 ensi kertaa havaittu Gliese 229 B, jonka senkin varmistamiseen tarvittiin aikakauden tarkinta havaintoinstrumenttia, Hubble avaruusteleskooppia (Kuva 2.).
Lähteet
- 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.
- Kürster et al. 2008. A probable close brown dwarf companion to GJ 1046 (M 2.5V). Astronomy and Astrophysics, 483, 869.
Tulevatko virukset ulkoavaruudesta?
Influenssa on johdettu italiankielen vaikutusta tarkoittavasta sanasta. Mutta alkujaan se tarkoitti sairautta, joka johtui taivaankappaleiden epäsuosiollisesta asemasta. Aivan kuin avaruudessa vaeltavat kappaleet olisivat vaikuttaneet ihmisten terveyteen Maan päällä pelkästään sillä, missä ne sattuivat radoillaan sijaitsemaan.
Tätä astrologista hölynpölyä ei usko nykyään enää kukaan mutta ajoittain puhutaan avaruudesta, kun Maan päällä kärsitään pahasta virusepidemiasta tai jopa pandemiasta. Vielä vuoden 2020 koronaviruspandemian aikana, saamme valistaa yleisöä siitä, että virukset eivät ole tulleet avaruudesta vitsaukseksemme. Mistä oikein on kysymys?
Virus tarkoittaa myrkkyä. Ennen kuin selvisi virusten olevan solujen monistuskoneen käyttöönsä kaappaavia elävän ja elottoman rajamailla viihtyviä proteiineihin pakattuja miniatyyrigeenistöjä, niiden vaikutuksia pidettiin myrkytysoireina.
Tunnemme viruksia vain maapallolta. Avaruudessa ne eivät voi olla aktiivisia, koska avaruudessa ei ole niiden käyttöön soveltuvia eläviä soluja, joita ne tarvitsevat kopioidakseen itseään.
Virukset ovat valtavan kestäviä. Avaruuden tyhjiössä, ohuen kivi- tai jääkerroksen tarjoamassa säteilysuojassa, ne voisivat säilyä pitkiäkin aikoja esimerkiksi asteroidien tai komeettojen pinnalla liftaten kyydissä ympäri Aurinkokuntaa. Ne voisivat jopa siirtyä tähtijärjestelmästä toiseen tähtien häiritessä toisiaan kiertävien komeettojen ratoja lähiohitustensa aikana. Ajatus komeetoilla ratsastavista viruksista ei kuitenkaan ole ollenkaan niin villi kuin miltä se ensisilmäykseltä näyttää.
Ajatusta kutsutaan panspermiaksi ja sen puki tieteelliseksi hypoteesiksi Svante Arrhenius — sattumalta sama tutkija, joka ensimmäisenä tutki toista nykypäivänä ajankohtaista asiaa: kuinka voimakas kasvihuonekaasu hiilidioksidi on.
Panspermia perustuu yksinkertaisiin premisseihin. Ensinnäkin, Aurinkokunnan kappaleet törmäilevät toisiinsa. Ajoittain maahankin törmää jokin suhteellisen suurikokoinen asteroidi tai komeetta, jotta törmäyksen paineaalto riittää sinkauttamaan palasen maanpinnan materiaa avaruuteen. Orgaaninen aines, mukaan lukien mikrobit ja virukset, voi näin paeta Maasta tuhoutumatta. Vuosimiljoonien kuluessa osa näistä kappaleista putoaa muiden Aurinkokunnan planeettojen tai kuiden pinnoille, joten myös niiden mukana matkanneet mikrobit siirtyvät samalla planeetalta toiselle.
Aurinkokunnan planeetat eivät ole karanteenissa toisistaan, joten elämän synty yhdellä riittää tartuttamaan elämän muillekin, jos vain niiden pinnoilla on elämälle soveltuvia olosuhteita.
Toiseksi, mikro-organismit, olivat ne sitten solullisia tai viruksia, selviävät lepotilassa avaruudessa. Vaikka niistä suurin osa tuhoutuukin moninaisista syistä — törmäyksien aiheuttamista paineaalloista, kuumenemisesta tai avaruuden säteilystä — osa selviää vaativissakin olosuhteissa pitkiä aikoja. Joutuessaan sopiviin olosuhteisiin, ne voivat taas virota henkiin ja jatkaa aineenvaihduntaansa, energialähteiden etsimistä ja ennen kaikkea monistumistaan — elämäänsä.
Vuosimiljoonien ja -miljardien saatossa panspermia tartuttaisi elämän toisiin tähtijärjestelmiin saakka, kunnes sitä olisi kaikkialla. Silloin koko galaksin elämä voisi olla peräisin yhdestä kehdosta. Tarvittaisiin vain yksi paikka, yksi ainoa planeetta, jossa se alkujaan syntyisi.
Chandra Wickramasinghe ehdotti samaa panspermian ajatusta mutta puhui viruksista. Hän ajatteli, että jopa kausittaiset influenssat voisivat olla peräisin avaruudesta, kun virukset pääsisivät leviämään Maahan saavutuaan jonkin asteroidin tai komeetan mukana Maan lähistölle. Ajatus saattaa vaikuttaa kiinnostavalta näin pandemian aikakautena mutta sillä ei ole minkäänlaista tieteellistä todistusaineistoa tukenaan.
Kyse on puhtaasta pseudotieteestä. Koronavirus ei ole peräisin avaruudesta, vaan kuuluu tyypillisiin Maan solullisia organismeja piinaaviin taudinaiheuttajiin.
Todellisuus on raadollisempi kuin fantasiat komeetoilla ratsastavista influenssoista.
Ihmiskunta tuhoaa Maapallon elinympäristöjä ja globaalia elossapitojärjestelmää sellaisella vimmalla, että eläin- ja eliölajit eivät ehdi mitenkään sopeutua muutokseen. Ne on pakotettu etsimään itselleen sopivia elinolosuhteita muuttamalla muualle, jolloin ne joutuvat aiempaa herkemmin kontaktiin ihmisten ja kotieläinten kanssa. Se aiheuttaa epidemioita ja pandemioita.
Vastuussa pandemioista, nykyisestä ja tulevista, on tiheän populaatiomme tarjoama mainio resurssi ja aiheuttamamme luonnontuho, koko planeetan kattava nopea muutos ja elinympäristöjen häviäminen. Ei avaruudesta Maahan saapuvat virukset.
Raudasta, silikaateista ja vedestä, niistä on pienet planeetat tehty
Maapallo koostuu rauta-nikkeli ytimestä ja sitä ympäröivästä silikaattivaipasta. Se tarkoittaa kiveä — silikaatti viittaa piin ja hapen muodostamiin mineraaleihin, joista valtaosa Maapallon kiviaineksesta, kuten suomalaisille tuttu graniitti, on muodostunut.
Vettä maapallolla on vain pisara — matalien lätäköiden laikukas verkosto peittämässä pintaa. Kutsumme niitä valtameriksi mutta planetaarisessa mittakaavassa runsaan kolmenkymmenen kilometrin kuorikerros, johon valtameretkin kuuluvat, on paperinohut kuriositeetti noin kolmentuhannen kilometrin paksuisen sulasta raudasta ja kivestä koostuvan vaipan päällä.
Muualla on toisin. Jo piskuisen Jupiterin kuun Europan pinnalla on moninkertaisesti enemmän vettä kuin Maapallolla. Siihen on syynä erot kappaleiden syntyhistoriassa.
Planeettakunnat saavat alkunsa samaan aikaan kuin tähdetkin, tähtien synnyn ylijäämämateriaalista. Koko planeettamme on vain pieni tähden synnyn sivutuote, joka olisi aivan yhtä hyvin voinut jäädä muodostumatta, jos olosuhteet olisivat olleet hiukankin erilaiset.
Tähdet syntyvät, kun tähtienvälisen aineen pölyiset kaasupilvet saavuttavat kriittisen tiheyden ja romahtavat oman panovoimansa ansiosta tähdiksi. Tavallisesti tuloksena on useampia romahtamiskeskuksia ja siten useita tähtiä, kuten nopea hevosenpääsumusta otetun kuvan vilkaisu osoittaa (Kuva 1.).
Mutta tähtienvälinen aines on ainaisten turbulenssien kourissa. Tähtien ja niiden joukkojen lähiohitukset, sekä massiivisten tähtien supernovaräjähdysten paineaallot aiheuttavat pyörteilyä ja sekoittavat ainesta Linnunradan vetovoimakentässä. Siksi jokainen tähtienvälisen aineksen pilvi pyörii hiukan. Tiivistyessään niiden pyörimisnopeus vain kasvaa, saaden aikaan vinhasti pyörähteleviä nuoria tähtiä.
Pyörimismäärä myös säilyy universaalin säilymislain mukaisesti ja kaasun kitka saa keskimääräisestä pyörimisestä poikkeavan liikkeen vaimenemaan. Silloin alun kaoottiselta näyttävä liike muuttuu säännönmukaiseksi. Kaikki kaasu ja pöly ei pääse liikkeensä vuoksi putoamaan kohti tiivistyvää prototähdeksi kutsuttua tähtivauvaa, vaan osa jää sitä kiertäville radoille muodostaen kertymäkiekon, josta ainesta virtaa tähden pinnalle. Lopulta jäljellä on vain kaasun ja pölyn muodostama ohut protoplanetaarinen kiekko vastasyntyneen tähden ympärillä. Planeetat saavat alkunsa kiekon pölyhiukkasista.
Voimme ottaa valokuvia muodostumassa olevista planeettakunnista käyttäen millimetrialueen radioaaltoja, joiden havainnointiin Atacaman autiomaan ALMA -teleskooppirykelmä on paras instrumenttimme. Oikeastaan millimetrialueen havainnoilla saa kuvia syntyvien planeettakuntien pölykiekoista (Kuva 2.). Joiltakin radoilta pöly vain sattuu puuttumaan. Ne ovat ratoja, jotka tähteä kiertävien vastasyntyneiden planeettojen vetovoimat ovat siivonneet pölystä.
Tähtienvälisen aineen pöly muodostaa planeettojen siemenet mutta se ei ole tavallista huonepölyä, joka koostuu lähinnä tekstiilien kuiduista ja ihmisten kuolleesta ihosta. Kyse on tähtienvälisen aineen vetyä ja heliumia raskaammista atomeista ja niiden muodostamista molekyyleistä, jotka takertuvat toisiinsa pieniksi kiinteiksi hiukkasiksi siellä, missä lämpötila sen sallii.
Pölyn eri ainekset erottuvat toisistaan tähteä ympäröivässä kiekossa tähden saavutettua ydinreaktioihin vaadittavan kriittisen massan ja ryhdyttyä loistamaan ja kuumentamaan kiekon sisäosia. Metallit ja silikaatit pysyvät kiinteinä kaikkein korkeimmissa lämpötiloissa ja muodostavat planeettojen siemenet lähimpänä tähteä sijaitsevilla radoilla. Ulompana on viileämpään, jolloin yleisin kahdesta eri alkuaineesta koostuva molekyyli, vesi, pysyy kiinteänä jäänä ja muodostaa valtaosan pölystä.
Lämpötila jakaa planeettakunnat karkeasti kahteen osaan. Sisemmän ja ulomman Aurinkokunnan välinen ”jääraja” muodostuu suunnilleen kolmen AU:n etäisyydelle Auringosta. Sen sisäpuolella lämpötila on niin korkea, että vesi pysyy kaasumaisessa olomuodossaan, ja planeettojen siemeninä toimivat metallit ja silikaatit. Sen ulkopuolella, jääkiteet ovat yleisimmät pölyhiukkaset, ja planeettojen siemenet ovat jäätä.
Aurinkokunnassa sisimmät planeetat ovatkin muodostuneet suunnilleen nykyisillä paikoillaan ja koostuvat lähes yksinomaan metalleista ja kivestä. Ulomman aurinkokunnan kappaleet, kuten Europa, Titan ja Pluto, jotka eivät kasvaneet riittävän suuriksi kerätäkseen ympärilleen paksut kaasuvaipat, taas ovat suureksi osaksi jäisiä.
On olemassa planeettoja, jotka koostuvat pääosin vedestä. Ne ovat eksoottisia meriplaneettoja, jollaisia Aurinkokunnassa ei ole ainuttakaan. Eksoplaneettakunnissa ne ovat jokseenkin yleisiä ja niitä on havaittu useita, kun on ollut mahdollista tehdä havaintoja sekä radiaalinopeusmenetelmällä että ylikulkumittauksilla.
Kepler avaruusteleskoopin löytämien noin kolmentuhannen planeetan havainnoista paljastui, että tyypillisiä eksoplaneettoja ovat kivi- ja metalliplaneettojen lisäksi halkaisijaltaan noin 2-3 kertaa Maapallon kokoiset kappaleet (Kuva 3.). Vaikka Keplerin ylikulkumittauksista ei saatu selville planeettojen massoja, tähtiensä editse vaeltavia planeettoja tunnetaan jo runsaasti Auringon lähinaapurustossa ja niiden havainnoista voidaan mitata sekä planeetan koko että massa. Silloin voidaan arvioida myös koostumusta ja tutkia minkälaisia planeettoja Kepler oikeastaan löysi.
Planeetan halkaisijan ollessa 2.5 kertainen Maapalloon verrattuna, sen massa on noin 16 kertainen, jos koostumus vain on sama kuin Maapallolla. Mutta suurin osa sen kokoisista planeetoista on paljon kevyempiä, vain noin 7-12 Maapalloa massaltaan (Kuva 3.). Ne eivät siis voi olla koostumukseltaan maapallonkaltaisia kivipintaisia rauta-nikkeli ytimen omaavia murikoita. Kevyemmän massan voisi kuitenkin selittää tuhansien kilometrien paksuinen planeetan peittävä meri — vettä saattaisi olla jopa yli puolet planeettojen materiasta.
Meriplaneetoista ei ole juuri minkäänlaista konkreettista todistusaineistoa. Tiedämme, että vesi on yleinen aine ja sitä on Universumissamme kaikkialla. Tiedämme, että sitä on myös planeettojen kaasukehissä (1). Tuhansien kilometrien paksuiset meret ovat kuitenkin vain mitatuista keskitiheyksistä tehtyjä hypoteettisia päätelmiä ja mittausten epävarmuudet ovat suuria.
On silti selvää, että Maapallo ei edusta ainoaa tapaa rakentaa pieni planeetta. Suuri osa planeetoista on muodostunut metallia ja kiveä keveämmästä aineksesta. Vesi on todennäköisesti sellaisten planeettojen tärkein rakennusaine. Niitä voi silloin kutsua varsin mainiosti valtameriplaneetoiksi.
Lähteet
Voiko planeetan tehdä hattarasta?
Havaintomenetelmät asettavat tiukkoja rajoituksia sille, mitä ominaisuuksia planeetoista voidaan saada selville. Doppler spektroskopialla eli radiaalinopeusmenetelmällä voidaan havaita planetan massan alaraja. Ylikulkuhavainnoista puolestaan saadaan selville planeetan koko ja sen ratatason suuntautuminen avaruudessa.
Kaukaiset kohteet ovat niin himmeitä, että radiaalinopeushavaintoihin tarvittavan spektrin tarkka mittaaminen ei ole mahdollista. Vastaavasti, yli 99% kaikista planeetoista kiertää tähtiään radoilla, joilla ne eivät kulje tähtensä editse maasta katsottuna. Silloin ylikulkuhavainnotkaan eivät onnistu. On olemassa vain kourallinen planeettoja, joiden havainnointi molemmilla menetelmillä on mahdollista.
Vain molempien havaintojen ollessa mahdollisia, voidaan määrittää sekä planeetan massa että koko — ja siten keskimääräinen tiheys ja tietoa koostumuksesta. Kun kaikki planeetat, joiden massa ja koko on tunnettu, asettaa samaan diagrammiin, saadaan aikaiseksi sotkuinen sekamelska, josta vain asiantuntijan harjaantunut silmä voi saada mitään selkoa. Sellainen diagrammi kuitenkin kertoo meille aivan valtavasti asioita niin eksoplaneettojen ominaisuuksista kuin synnystäkin (Kuva 1.). Planeetan keskitiheys on yksi olennaisimmista tiedoista.
Saturnuksen aine on kevyempää kuin vesi. Ainakin keskimäärin.
Keskimääräinen kuutiometri Saturnusta painaa noin 690 kiloa, kun kuutio vettä painaa tuhat kiloa. Syynä on tietenkin se, että Saturnus koostuu suureksi osaksi — 96 prosenttisesti — Universumin keveimmästä alkuainesta, vedystä. Saturnus ei kuitenkaan ole kevein havaituista planeetoista.
Vuonna 2019 raportoitiin planeetasta, joka ei sopinut oikeastaan millään tavalla tunnettuihin planeettojen koostumusta kuvaaviin malleihin (2). Tähden HIP 41378 uloin tunnettu kiertolainen, jota kutsutaan vain kirjaimella f, on tehty vielä Saturnustakin kevyemmästä aineksesta. Sen ylikulkuhavainnoista määritetyn koon ja radiaalinopeushavaintojen avulla punnitun massan perusteella kuutio planeettaa painaa vain 85 kiloa.
Kuuden planeetan järjestelmässä, kappale f näytti kaikin puolin poikkeuksellisen suurelta ollakseen vain noin kaksitoista kertaa Maapalloa massiivisempi kappale. Joko se oli valmistettu hattarasta tai sitten tähtitieteilijöiden ymmärrys planeetoista oli puutteellisempaa kuin he olivat edes osanneet aavistaa. Ryhdyttiin puhumaan ”hattaraplaneetoista” (minun vapaa käännökseni) — uusi täysin ennestään tuntematon planeettojen luokka, jonka edustajat poikkeavat täysin kaikesta, mitä olemme tottuneet näkemään Aurinkokunnassamme.
Planeetat eivät ole aina saman kokoisia, vaikka niiden massa olisikin sama. Kokoon vaikuttaa niin koostumus ja syntyhistoria kuin olosuhteetkin. On ollut jo kauan tuttua, että tähteään lähellä kiertävät kaasujättiläiset ovat paisuneet viileämpiä serkkujaan suuremmiksi. Se on aivan perusfysiikkaa.
Tähden säteily kuumentaa lähellä kiertävien planeettojen kaasukehää, jolloin sen molekyylien ja atomien suuremmat nopeudet saavat myös paineen kasvamaan. Paine taas vastustaa planeetan vetovoimaa, ja kaasukehä pystyy levittäytymään hiukan pidemmälle avaruuteen, jolloin kaasun tiheys käy harvemmaksi. Kuumat kaasuplaneetat ovat siis halkaisijaltaan suurempia kuin viileät saman massaiset kappaleet.
Mutta voisiko joku planeetta olla tiheydeltään vain 12% Saturnuksen tiheydestä, vastaten suunnilleen hattaran fysikaalista tiheyttä? Se vaikutti niin uskomattomalta, että planeetan HIP 41378 f löytö sai tähtitieteilijät pohtimaan uudelleen sitä, mitä oikein oli havaittu ja mitä havainnot merkitsivät.
Saturnus antaa tutumman esimerkin siitä, mistä voisi olla kyse. Jos planeetan rengasjärjestelmä on kattava ja niin tiheä, että se ei päästä tähden valoa lävitseen, saattaisi näyttää siltä, että tähtensä editse radallaan kulkeva renkailla varustettu planeetta himmentää tähteä enemmän kuin sen massa antaa ymmärtää. Rengasjärjestelmät planeetan HIP 41378 f ympärillä voisivat hyvinkin selittää sen näennäisen pienen tiheyden, eikä tarvittaisi erikoista hypoteesia hattaraplaneetoista (3).
Laskelmien mukaan saturnuksenkaltainen rengasjärjestelmä voisi hyvinkin selittää planeetan HIP 41378 f havainnot. Se taas tarkoittaisi, että olemme havainneet renkaita kaukaista tähteä kiertävän planeetan ympärillä.
Kaikeksi onneksi lisähavainnot voivat tuoda asiaan ratkaisun. Infrapunasäteily kulkee lähes häiriöttä pääosin hienojakoisesta pölystä koostuvan rengasjärjestelmän läpi. Infrapuna-alueen havainnoilla voi siis mitata tähtensä editse kulkevien planeettojen todellisen koon. Samalla saadaan tietoa rengasjärjestelmän koosta ja voidaan arvioida myös sen ominaisuuksia.
Ja kaikki tämä onnistuu vain tarkkailemalla miten tähden meidän suuntaamme säteilemä valo muuttuu hiuksenhienosti planeetan vaikutuksesta. Tai sitten jotkut planeetat on vain tehty hattarasta.
Lähteet
- Zeng et al. 2019. Growth model interpretation of planet size distribution. Proceedings of the National Academy of Sciences, 116, 9713.
- Santerne et al. 2019. An extremely low-density and temperate giant exoplanet. Nature Astronomy, submitted.
- Akinsanmi et al. 2020. Can planetary rings explain the extremely low density of HIP 41378 f? Astronomy and Astrophysics, 635, L8.
Miksi matkata tähtiin?
Vuonna 2005 saavuimme tutkimusretkellämme Saturnuksen suurimman kuun Titanin pinnalle. Se oli verrattavissa 1960- ja 70-lukujen historiallisiin kuulentoihin, koska ihmiskunta onnistui ensimmäistä kertaa laskeutumaan jotakin toista planeettaa kiertävän kuun pinnalle.
Tarkemmin ottaen, Titanin pinnalle laskeutui rakentamamme robotti, nimeltään Huygens. Se ryhtyi tekemään havaintoja kuun paksun kaasukehän alapuolella sen pinnasta ja pinnanmuodoista, havaiten nestemäisen metaanin täyttämiä järviä ja kovan pinnan, joka oli muodostunut tavallisesta jäästä.
Huygens lähetti laskeutumisensa aikana keräämänsä tiedon toiselle robotille, Saturnusta kiertävälle Cassinille, joka oli ollut sen matkakumppanina aina Maasta asti. Cassini puolestaa välitti tiedot Maahan, jossa ihmiset saivat ensi kertaa nähdä miltä Titanin pilvipeitteen alla näytti — astumatta sinne itse jalallaan.
Jos robotit voivat tehdä lähes kaiken minkä ihminenkin, miksi lähettäisimme lajimme herkkiä biologisia organismeja avaruuden vaativiin olosuhteisiin? Miksi asettaisimme lajikumppaneitamme hengenvaaraan pelkän tieteellisen tiedon vuoksi, joka voidaan tuottaa käyttämällä avaruusmatkaajina robotteja?
Ihminen on luonnollisessa elinympäristössään varsin kestävä selviytyjä, joka kykenee lajilleen tyypillisesti laumassaan sopeutumaan valtavaan määrään erilaisia haasteita, joita ympäristö tarjoaa. Avaruusmatkailu tuo kuitenkin mukanaan täysin erilaisia haasteita — sellaisia, joihin ihmislaji ei ole evoluutionsa saatossa koskaan törmännyt.
Ensimmäinen ja ilmeisin ongelma on tyhjiö, jolta noin yhden barin paineeseen sopeutuneen organismin on suojauduttava. Ilman paineistettua suojakuorta — avaruuspukua tai -alusta — ihminen menehtyy avaruuden tyhjiöön, kun ruumiinnesteet kiehuvat limakalvoilta ja hapen kulku aivoihin lakkaa. Toisen ongelman tuo mukanaan avaruuden säteily, jolta Maapallon magneettikenttä suojaa meitä tehokkaasti säteilyltä kehdossamme, ainoalla tunnetulla elävällä planeetalla. Säteilylle altistuminen heikentää immunipuolustuksen toimintaa ja vastustuskykyä, sekä aiheuttaa alttiutta erilaisille mutaatioille ja siten syöpien kehittymiselle.
Ihminen on myös sopeutunut tasaiseen painovoimakenttään ja avaruuden painottomuus aiheuttaa siksi ongelmia esimerkiksi tasapainoaistille, mikä voi näkyä vakavana pahoinvointina. Pitkä oleskelu painottomuudessa puolestaan vähentää merkittävästi lihas- ja luumassaa, minkä seurauksena pitkiltä avaruusmatkoilta palaavat astronautit ovatkin järjestelmällisesti liikuntarajoitteisia tultuaan takaisin Maan pinnan painovoimakenttään.
Tuntemamme painovoima on vain kiihtyvyyttä kohti Maapallon massakeskipistettä. Sen puute aiheuttaa ongelmia mutta myös liian suuret kiihtyvyydet, kuten alusten laukaisussa tai radan muutoksissa, tuottavat fysiologiallemme ongelmia, jotka voivat johtaa tajunnan menettämiseen ja pahoinvointiin. Roboteille rajoitukset erilaisten kiihtyvyyksien siedossa ovat huomattavasti vähäisempiä.
On lukuisia tapoja, joilla avaruuden olosuhteet vaikuttavat ihmisiin. Merkittävin ongelma ihmisten lähettämisessä avaruuteen on kuitenkin ehkäpä siinä, että on otettava mukaan ihmiselle sopiva elinympäristö, mikä vaatii runsaasti infrastruktuuria, fyysistä tilaa, ja varautumista perustarpeiden tyydyttämiseen. Se taas tulee äärimmäisen kalliiksi tilanteessa, jossa jokaisen kilogramman ampuminen Maan kiertoradalle maksaa nykyisellään noin 2000€.
Ei ole syytä arvella toisten elävien planeettojen sivilisaatioiden edustajien — jos heitä on — olevan fysiologialtaan yhtään ihmistä paremmin avaruusmatkailuun soveltuvia. Siksi on luontevinta olettaa, että vieraat sivilisaatiot lähettäisivät todennäköisemmin robotteja tekemään tutkimusmatkoja puolestaan kuin menisivät itse alttiiksi avaruuden vaarallisille olosuhteille. Aivan samasta syystä ensimmäinen Titanin pintaa tutkimaan lähettämämme alus ei kuljettanut mukanaan ihmisiä. Robottiluotainten lähettäminen on yksinkertaisesti niin paljon taloudellisempaa ja tehokkaampaa, että olisi suorananinen ihme, jos ensimmäinen Maahan päätyvä vieraan sivilisaation alus sisältäisi sivilisaation edustajia.
Tieteiskirjallisuudessa luotainten lähettäminen tutkimaan toisten tähtien planeettakuntia on arkipäivää. Mutta se voi olla myös meidän tulevaisuutemme. Breakthrough Starshot on ensimmäinen vakavasti otettava yrityksemme lähettää robottiluotaimia toisiin tähtiin. Sen ajatuksena on kiihdytää mikrosirun kokoisten valopurjeilla varustettujen miniluotainten armada valtavaan nopeuteen 20% valonnopeudesta laserilla, jonka lähettimet koottaisiin Maan pinnalle.
Ensimmäinen ja luontevin kohde olisi tietenkin lähin tähtemme, Proxima Centauri, jota kiertää löytämäni Maapalloa hiukan massiivisempi kiviplaneetta Proxima b. On valtavan mielenkiintoista spekuloida sillä, mitä luotaimet voisivat lähitähtien planeettakunnista löytää. Siinä taas ovat parhaimpia tieteiskirjailijat, jotka osaavat antaa mielikuvituksensa lentää ilman turhia rajoitteita. Esimerkin tarjoaa Alastair Reynolds.
Varmaa on, että vaikeuksista huolimatta ihmiset jatkavat yrityksiään matkata aina vain pidemmälle avaruuteen. Syyn siihen voi kertoa vaikkapa jokainen Mount Everestille kiipeävä vuorikiipeilijä. Avaruuteen ei välttämättä mennä taloudellisen tai tieteellisen tarpeen vuoksi, vaan koska halutaan näyttää, että se on mahdollista ja se uskalletaan tehdä.
Menemme avaruuteen joskus, koska voimme, ellemme ehdi ensin tuhoamaan liikaa planeettamme biosfääriä ja siinä sivussa omaa lajiamme.
Alpha Kentaurin kaksoistähti
Kaikki tietävät Proxima Kentaurin, Aurinkokunnan lähimmän tähtinaapurin, joka on kiinteä osa Alpha Kentaurin kolmoistähtijärjestelmää.
Vuonna 2012 ryhmä tähtitieteilijöitä raportoi löytäneensä eksoplaneetan Alpha Kentauri B:n kiertoradalta (1). Siitä alkoi mielenkiintoinen tapahtumaketju, joka osoitti, että planeettojen aiheuttamien signaalien havaitseminen radiaalinopeusmenetelmällä on vaikeampaa kuin oli luultu. Lopputuloksena osaamme luultavasti etsiä planeettoja entistä tehokkaammin tarkkailemalla tähtien heilahtelua.
Alpha Kentauri on kolmoistähti mutta sen pienin komponentti, Proxima Kentauri, kiertää A ja B tähtien muodostaman parin ympäri hiljakseltaan, käyttäen yhteen kierrokseen noin puoli miljoonaa vuotta (2). Vielä hiljattain oli epäselvää kuuluuko Proxima Kentauri Alpha Kentaurin järjestelmään lainkaan.
Tähtien A ja B muodostama pari sen sijaan on tiiviimpi ja niiden kiertoaika toistensa ympäri on vain 80 vuotta . Esimerkiksi Uranuksen vuosi on pituudeltaan 84 meille tutumpaa Maan vuotta, joten Aurinkokunnan kaasuplaneettojen kaltaisia planeettoja ei voi olla Alpha Kentaurin tähtien kiertoradoilla — jättimäisen tähden kiertoradan lähellä vain ei ole tilaa stabiileille radoille.
Tähtien A ja B liike toistensa ympäri on eksentristä. Sen sijaan, että ne kiertäisivät toisiaan ympyräradoilla, radat ovat niin soikeita, että tähtien etäisyys vaihtelee noin 8.4 ja 26.7 astronomisen yksikön (AU) välillä. Lähimmillään tähdet siis ovat noin kahdeksan kertaa kauempana toisistaan kuin Maa on Auringosta. Se asettaa voimakkaita rajoitteita sille, minkälaisilla radoilla tähtiä mahdollisesti kiertäviä pieniä planeettoja voi esiintyä.
Järjestelmän A- ja B-komponentit eivät kuitenkaan tule radoillaan niin lähelle toisiaan, että planeettakuntien olemassaolo tähtien ympärillä olisi täysin mahdotonta tähtien häiritessä toisiaan kiertävien planeettojen ratoja. Pienille kiviplaneetoille on runsaasti stabiileja ratoja aina noin 2.5 AU:n etäisyyksille asti (3), mikä vastaa suunnilleen Aurinkokunnan asteroidivyöhykkeen etäisyyttä Auringosta. Siksi Aurinkokunnan kiviplaneetat, tai samankaltaiset kiviplaneettojen järjestelmät, sopisivat jokseenkin mainiosti kiertämään Alpha Kentaurin A+B parin molempia tähtiä.
Voimme kutsua Alpha Kentauri A:ta auringonkaltaiseksi tähdeksi. Se on samanlainen keltainen kääpiötähti kuin Aurinkokin — lähes saman ikäinen ja vain hiukan massiivisempi ja kirkkaampi. Se kuului siksi kohdeluetteloon, kun tähtitieteilijät, Paul Butler etunenässä, ryhtyivät 1980-luvun loppupuolella etsimään planeettoja lähitähtien kiertolaisina, Auringon naapurustossa. Tähän päivään mennessä etsinnät eivät ole tuottaneet tulosta. Emme ole onnistuneet havaitsemaan planeettojen merkkejä Alpha Centauri A:n havainnoista.
Tähteä Alpha Kentauri B kiertävän pienen kiviplaneetan löytöä vuonna 2012 pidettiin merkittävänä. Monet alan tutkijat spekuloivat mediassa miten planeettoja on selvästi kaikkialla, jos niitä voi löytää aivan lähimpien naapuriemme kiertoradoilta. Mutta useat tähtitieteilijät pysyivät skeptisinä ja kritisoivat sveitsiläisen tutkijaryhmän löytöä. Olin itse yksi heistä.
Vuonna 2013 minut kutsuttiin Sveitsiin ja Geneven observatorioon puhumaan tutkimuksestani. Katsoin tarpeelliseksi esitellä tuloksiani liittyen Alpha Kentauri B:n väitettyyn eksoplaneettaan. Osoitin, että sama havaintojen analyysimenetelmä, jolla planeetan signaali voitiin kaivaa mittauksista esille, tuotti tulokseksi kokonaisen kirjon erilaisia signaaleja, joista ainuttakaan ei voinut pitää kiistatta planeetan aiheuttamana. Kyseessä oli puutteellisen matemaattisen mallinnuksen ja tilastollisen analyysin aiheuttama väärintulkinta, mikä kävi pian koko tutkijayhteisölle selväksi usean tutkimusryhmän julkaistua samankaltaisia tuloksia.
Sen seurauksena löydön tehnyt tutkija Xavier Dumusque järjesti kaikille tutkijoille avoimen signaalinetsintäkilpailun, tavoitteena selvittää miten kohinan täyttämistä havainnoista tulisi etsiä planeettojen aiheuttamia signaaleja (4). Dumusque myönsi auliisti tehneensä oman analyysinsa puutteellisesti ja halusi nähdä mikä olisi paras tapa löytää pienten kiviplaneettojen signaaleja.
Kävi selväksi, että olimme saavuttaneet havaintotarkkuuden, joka edellytti tähtien pinta-aktiivisuuden mallintamista ja huomiointia, jotta pienten kivisten eksoplaneettojen mitättömät signaalit voitiin puristaa mittauksista esiin. Kehittämäni laskentamenetelmä osoittautui Dumusquen sokkotestissä parhaaksi (4). Bayesin sääntöä käyttävällä tekniikallani oli mahdollista havaita planeettoja tehokkaimmin ja luotettavimmin, minimoiden samalla väärintulkintojen mahdollisuus.
Voin siis sanoa suhteellisen luotettavasti, että Alpha Kentauri B:n havainnoissa ei ole merkkejä planeettojen signaaleista. Mutta maankaltaisen planeetan havaitsemiseen nykyisten instrumenttien herkkyys ei vielä riitä. Alpha Kentaurin järjestelmässä voi piileskellä toinen Maapallo ja sen löytäminen on toistaiseksi mahdotonta.
Toistaiseksi.
Lähteet
- Dumusque et al. 2012. An Earth-mass planet orbiting α Centauri B. Nature, 491, 207.
- Kervella et al. 2017. Proxima’s orbit around α Centauri. Astronomy and Astrophysics, 598, L7.
- Quarles et al. 2016. Long-term stability of planets in the α Centauri system. The Astrophysical Journal, 151, 111.
- Dumusque et al. 2017. Radial-velocity fitting challenge. II. First results of the analysis of the data set. Astronomy and Astrophysics, 598, A133.
Kuinka monta planeettaa kiertää Proxima Kentauria?
Planeettoja on vaikeaa laskea. Toisin kuin tarjoiluvadissa istuvat omenat, emme voi vain käyttää sormiamme ja tarkistaa planeettakunnassa olevien planeettojen määrää. Laskettaessa planeettakuntien planeettojen lukumäärää, eri tutkimusryhmät saavat ajoittain erilaisia tuloksia. Tilanne ei ole lainkaan yllättävä ottaen huomioon, ettemme ole päässeet yhteisymmärrykseen edes Aurinkokunnan planeettojen määrästä tai määritelmästä.
Jotta voitaisiin ymmärtää kuinka vaikeaa Proxima Kentauria kiertävien planeettojen lukumäärän laskeminen on, on otettava esimerkiksi toinen lähitähti, Gliese 581. Olen itsekin osallistunut aktiivisesti tähteä kiertävien planeettojen lukumäärän selvittämiseen.
Tähden Gliese 581 planeettakunta
Proxima Kentaurin tapaan, Gliese 581 on pieni punainen kääpiötähti — se sijaitsee Auringon lähinaapurustossa, noin 20.6 valovuoden päässä Auringosta. Sitä kiertävä planeetta, Gliese 581 b, löytyi vuonna 2005 ja se oli tuolloin vasta viides tunnettu planeetta punaisen kääpiötähden kiertoradalla (1).
Löytöä olivat tekemässä myöhemmin Nobelin palkinnonkin saaneet sveitsiläiset Michel Mayor ja Didier Queloz.
Planeetta Gliese 581 b kiertää radallaan tähtensä runsaassa viidessä päivässä ja sen minimimassaksi on arvioitu noin 17 Maan massaa. Se on siis Neptunuksen kokoinen planeetta mutta niin lähellä tähteään, että lämpenee pinnaltaan polttavaan noin 150 Celsiusasteeseen tähden kuumottaessa vieressä. Kutsumme tällaisia planeettoja ”kuumiksi Neptunuksiksi”.
Gliese 581 b havaittiin radiaalinopeusmenetelmällä, mikä tarkoittaa, että olemme havainneet pelkän tähden jaksollisen heilumisen ja tunnemme vain planeetan massan alarajan ja sen radan ominaisuudet. Mutta vuonna 2005 löytö oli merkittävä — vasta toinen tunnettu kuuma, neptunuksenkaltainen eksoplaneetta.
Mielenkiintoisemmaksi Gliese 581 kävi, kun vuonna 2007 tähden kiertoradoilta havaittiin kaksi muutakin planeettaa, ulommat maailmat Gliese 581 c ja Gliese 581 d (2). Niitä kutsutaan supermaapalloiksi, koska suhteellisen pienet minimimassat viittaavat kiviseen pintaan, jota peittää suhteellisen ohut kaasukehä. Kappaleiden koostumusta ei tunneta mutta kyseessä on tiivis järjestelmä, joka ei voi pysyä stabiilina, jos planeettojen massat — ja siten keskinäiset vetovoimat — ovat runsaasti havaittuja minimejä suurempia.
Kaikki näytti olevan kunnossa kunnes koitti vuosi 2009 ja järjestelmästä löytyi vielä neljäskin planeetta — tällä kerralla kyseessä oli planeettakunnan kaikkein pienin ja sisimmäisin kappale, Gliese 581 e, minimimassaltaan vain vajaat kaksi kertaa Maapalloa suurempi (3).
Kuinka pitkä on vuosi?
Maapallolla vuosi kestää 365 vuorokautta ja noin neljännespäivän päälle. Vuosi, se aika, joka planeetallamme kestää kiertää Auringon ympäri, on pituudeltaan aivan riippumaton vuorokauden pituudesta, vaikka olisikin hurjan kätevää, jos vuodessa olisi päiviä tarkalleen 365. Nyt joudumme jatkuvasti muokkaamaan kalenteria lisäämällä karkauspäiviä joka neljänteen vuoteen, paitsi joka sadas vuosi, kun emme lisää, ja joka neljässadas vuosi, kun taas lisäämme.
Myös eksoplaneetan vuoden määrittää se aika, jossa se kiertää tähtensä ympäri. Vuonna 2007 planeetan Gliese 581 d vuoden pituudeksi määritettiin 83.4 Maan päivää.
Vuoden pituus havaitaan tutkimalla havaittuja radiaalinopeusmittauksia periodogrammiksi kutsutulla matemaattisella työkalulla. Se on keino havaita taajuuksia f, jotka sitten tulkitaan planeettojen rataperiodeina P tunnetun yksinkertaisen määritelmän mukaisesti: f = 1/P.
Mutta tähtitieteellisiä havaintoja ei voida tehdä ympäri vuorokauden ja jokaisena vuodenaikana. Päivisin Aurinko estää tähtitaivaan kohteita näkymästä ja osan vuodesta ne voivat olla horisontin takana piilossa. Silloin havaintoihin tulee säännöllisiä aukkoja yhden päivän ja yhden vuoden jaksoissa. Se taas tuottaa omat ongelmansa.
Jokainen voi varmistaa yksinkertaisella taajuuksien yhteenlaskulla, että 83 päivää vastaava taajuus ja 365 päivän havaintoaukkojen taajuus tuottavat yhdessä kolmannen taajuuden suunnilleen 67 päivän kohdalle. Juuri niin kävi myös Gliese 581 d:n aiheuttaman heilahtelun jaksollisuuden kanssa. Tilanne vain oli näennäisen omituinen, koska uudet havainnot osoittivat planeetan kiertävän tähtensä 66.7 päivässä. Havaintosarjassa olevat vuotuiset aukot olivat saaneet ensimmäisen arvion planeetan kiertoajasta menemään pieleen.
Planeetan vuoden pituuden määrittäminen — ehkäpä kaikkein yksinkertaisin planeetan radasta kertova tekijä — voi siis mennä päiväkaupalla metsään. Se on hyvä pitää mielessä, kun tähtitieteilijät raportoivat uusista dramaattisista planeettalöydöistä.
Lisää planeettoja?
Samana vuonna Paul Butler ja Steven Vogt yhdistivät Mayorin ja muiden sveitsiläisten havainnot omaan Keck teleskoopilla keräämäänsä havaintosarjaan. He julkaisivat pian löytäneensä viidennen ja kuudennen planeetan, nimiltään Gliese 581 g ja f, kiertämässä tähteä yhdessä neljän aiemmin havaitun kanssa.
Muistan, kun kaikki puhuivat uudesta kappaleesta Gliese 581 g, jonka sanottiin kiertävän tähteään sen elinkelpoisella vyöhykkeellä, jossa nestemäinen vesi voisi virrata planeetan pinnalla. Kyseessä olisi ollut sensaatiomainen löytö, mahdollinen elinkelpoinen planeetta kiertämässä lähitähteä aivan Aurinkokunnan naapurissa. En kuitenkaan pitänyt tulosta uskottavana, koska olin kehittänyt tehokkaampia ja luotettavampia jaksollisten signaalien esiin kaivamiseen soveltuvia menetelmiä, enkä ollut Vogtin ja Butlerin kanssa samaa mieltä.
Julkaisin tulokseni vuonna 2011 (5). Niiden mukaan havainnoissa oli todistusaineistoa vain neljän planeetan olemassaolosta. Sen vahvisti toinenkin samoihin aikoihin julkaistu analyysi. Miten oli mahdollista, että eri tutkimukset päätyivät erilaisiin tuloksiin jopa koettaessaan laskea kuinka monen planeetan olemassaolon puolesta samoissa mittauksissa oli todistusaineistoa?
Gliese 581 oli ensimmäinen punainen kääpiötähti, jota onnistuttiin havaitsemaan niin kattavasti, että massaltaan Maan kokoisten planeettojen löytäminen sen kiertoradoilta tuli mahdolliseksi. Samalla saavutettiin havaintotarkkuus, joka mahdollisti tähden aktiivisen pinnan aiheuttaman näennäisen huojumisen tutkimisen mutta tähtitieteilijät eivät olleet vielä ymmärtäneet, että tällöin myös planeetoiksi tulkitut virhehavainnot tulivat todellisiksi ongelmiksi.
Ensimmäinen esimerkki sellaisesta oli planeetaksi Gliese 581 g tulkittu jaksollinen signaali. Sitä ei ole kyetty havaitsemaan uudestaan, joten voidaan olla lähes varmoja, että signaali ei ollut planeetan aiheuttama. Myös planeetaksi Gliese 581 d tulkittu 67 päivän jakson omaava signaali on kyseenalaistettu mutta sen olemassaolosta havainnoissa ei ole epäilystä ja sen aiheuttaja on luultavasti aivan oikea eksoplaneetta.
Proxima Kentaurin planeetat
Planeetan aiheuttamaksi tulkittiin myös Proxima Kentaurin radiaalinopeusmittauksista vuonna 2020 esiin puristettu noin kahdentuhannen päivän jaksollisuus (6). Havaitsin saman signaalin jo vuonna 2013 (7) mutta arvioin sen todennäköiseksi alkuperäksi tähden magneettisen aktiivisuussyklin.
Signaalin tulkinta planeetan aiheuttamaksi on kuitenkin luultavasti puhtaan subjektiivinen. Jokainen voi todistusaineistoa punnittuaan arvioida itse, onko Proxima Kentauria kiertämässä yksi vai kaksi planeettaa. Laskemalla emme pääse eteenpäin.
Itse arvioin, että on liian aikaista sanoa. Jos 2000 päivän, eli yli viiden vuoden, signaali toistaa itsensä vielä kymmenen vuoden ajan samanlaisena, sen tulkinta planeetan aiheuttamana saa vahvistusta, koska planeettojen radat eivät muutu vuosien saatossa mutta tähtien magneettinen aktiivisuus vaihtelee. Sitä ennen on hyväksyttävä, että planeettojen määrän laskeminen on vaikeaa ja osin jopa subjektiivistakin.
Lähteet
- Bonfils et al. 2005. The HARPS search for southern extra-solar planets. VI. A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581. Astronomy and Astrophysics, 443, L15.
- Udry et al. 2007. The HARPS search for southern extra-solar planets. XI. Super-Earths (5 and 8 M⊕) in a 3-planet system. Astronomy and Astrophysics, 469, L43.
- Mayor et al. 2009. The HARPS search for southern extra-solar planets. XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system. Astronomy and Astrophysics, 507, 487.
- Vogt et al. 2009. The Lick-Carnegie exoplanet survey: A 3.1 M⊕ planet in the habitable zone of the nearby M3V star Gliese 581. The Astrophysical Journal, 723, 954.
- Tuomi 2011. Bayesian re-analysis of the radial velocities of Gliese 581. Evidence in favour of only four planetary companions. Astronomy and Astrophysics, 528, L5.
- Damasso et al. 2020. A low-mass planet candidate orbiting Proxima Centauri at a distance 1.5 AU. Science Advances, 6.
- 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.
Elämä toisen tähden kiertoradalla
Tunnemme vain yhden esimerkin elävästä planeetasta. Maa, oma kehtomme ja kotimme, on kuitenkin yksittäinen anekdootti, jonka pohjalta ei ole järkevää tehdä yleistyksiä ja päätelmiä elämästä muualla.
Varhaiset yritykset löytää eksoplaneettoja keskittyivät niiden etsimiseen auringonkaltaisten tähtien kiertoradoilta. Vaikka löytöjä lopulta tehtiinkin, kävi nopeasti selväksi, että suurin osa auringonkaltaisten tähtien planeettakunnista on täysin erilaisia kuin omamme. Niiden kaasujättiläiset ovat eksentrisillä radoilla, kiertävät tähteään sen pintaa viistäen, tai puuttuvat kokonaan, jolloin kiviplaneetat ovat kasvaneet suuriksi supermaapalloiksi tai saaneet paksun kaasuvaipan ja muuttuneet minineptunuksiksi. Sellaisia planeettoja ei ole Aurinkokunnassa ainuttakaan.
Vahvemmalla pohjalla on ajatuksemme siitä, että elämä tarvitsee esiintyäkseen universaalin liuottimen, jossa molekyylit voivat muodostaa kompleksisia muotoja ja vuorovaikuttaa keskenään. Vain hiiliatomit tarjoavat mahdollisuuden muodostaa miljoonia monimutkaisia ja dynaamisesti vuorovaikuttavia yhdisteitä, joita voimme kutsua elämäksi, ja vesi on maailmankaikkeuden yleisin liuotin, jossa hiiliyhdisteiden reaktiot ovat mahdollisia. Siksi koetamme aluksi etsiä paikkoja, joissa vesi voisi eiintyä nestemäisessä olomuodossaan. Ehkäpä jossakin vaiheessa löydämme toisen elävän planeetankin.
Ei ole syytä olettaa Maan olevan elämän suhteen minkäänlaisessa erikoisasemassa — eihän se ole edes Aurinkokunnassa keskipisteenä, vaikka niin uskottiin pitkään ennen Nikolaus Kopernikusta. Elämän esiintymistä erilaisilla planeetoilla voi kuitenkin tutkia esimerkiksi arvioimalla kuinka stabiilina elinkelpoisen planeetan kaasukehä voi pysyä erilaisten tähtien kiertoradoilla ja miten tähtien elinikä vaikuttaa elämän mahdollisuuksiin kehittyä (1).
Proxima Kentauria kiertävän planeetan Proxima b suhteen tulokset ovat lohduttomia. Tämän Aurinkokuntaa lähinnä sijaitsevan punaista kääpiötähteä kiertävän kiviplaneetan tapauksessa tähden aktiivisuus, säteily ja voimakkaat purkaukset, todennäköisesti riisuvat planeetan kaasukehän ja puhaltavat sen rippeet avaruuteen jo muutamassa miljoonassa vuodessa, jolloin elämällä ei ole aikaa kehittyä (1). Ei ainakaan elämällä, joka muistuttaisi maapallon monimuotoista, planeetan kattavaa verkostoa.
Syy tähän on ilmeinen. Punaisen kääpiön elinkelpoinen vyöhyke, jolla vesi pysyy nestemäisessä olomuodossaan, on hyvin lähellä tähden pintaa ja siten altis tähden säteilylle ja purkauksille. Esimerkiksi Proxima b, joka kiertää tähtensä vain 11 päivässä, on elinkelpoisella vyöhykkeellä ja siksi luultavasti menettänyt kaasukehänsä. Näyttää paradoksaalisesti siltä, että elinkelpoisella vyöhykkeellä tähteään kiertävä planeetta ei voikaan olla elinkelpoinen. Tämä johtuu kuitenkin siitä, että tarkoitamme ”elinkelpoisella vyöhykkeellä” puhtaasti lämpötilaa, joka mahdollistaa nestemäisen veden esiintymisen planeetan pinnalla.
Jos tilanne on arvioitu oikein, elämää ei kannata etsiä Proxima b:n ja muiden punaisten kääpiöiden planeettojen pinnalta. Joskin niilläkin tilanne voi olla toinen pinnan alla.
Kuten odottaa saattaa, punaisia kääpiötähtiä kiertävien planeettojen elinkelvottomuus on arvioitu yhden esimerkin perusteella. Sen, kuinka kauan elämän synty ja monipuolistuminen kesti Maapallolla historian hämärissä. Emme tiedä voiko tällainen yhteen esimerkkiin pohjautua tulos olla yleistettävissä muille planeetoille.
Yllättävää onkin siksi se, että auringonkaltaisten, keltaisten kääpiötähtien planeetoilla elämän monimuotoisuus ei voi olla huipussaan maailmankaikkeudessa. Ne eivät yksinkertaisesti loista kyllin kauan, jotta elämä ehtisi kehittyä niiden biosfääreissä ja saavuttaa maksimidiversiteetin. Parempia kohteita ovat punaisten ja keltaisten kääpiötähtien oranssit välimuodot — niillä elämälle suotuisa vyöhyke on riittävän kaukana tähden pinnasta ja tähdet tuottavat vakaasti energiaa hyvin pitkään.
Lähin oranssi K-spektriluokan kääpiöksi kutsuttu tähti on Alpha Kentaurin kolmoistähtijärjestelmän B-komponentti. Vaikka Proxima b ei siis olisikaan elinkelpoinen, lähinaapurissamme oleva Alpha Kentauri B voi silti sitä olla. Jos sitä vain kiertää planeetta, joka on sopivan kokoinen ja sopivalla kiertoradalla.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 