Riisuttu kiertolainen
Olemme tottuneet siihen, että planeetat näyttävät aina samoilta. Aikojen saatossa ne eivät muutu, kuten eivät muutkaan tähtitaivaan kohteet. Planeetat tosin siirtyvät hitaasti taivaalla kiertäessään Maan tavoin Aurinkoa. Siihen viittaa jo sanan ’planeetta’ etymologia — sana tulee antiikin Kreikasta ja on alkujaan tarkoittanut taivaan vaeltajaa. Tuhansien vuosien ajan planeettojen liike olikin likimain ainoa muutos, jota taivaalla kyettiin havaitsemaan muutamaa paljain silmin näkynyttä poikkeuksellista komeettaa ja supernovaa lukuunottamatta.
Mutta planeetat ja planeettakunnat eivät ole muuttumattomia. Sen havaitsi jo Galileo Galilei, tarkkaillessaan yhdellä maailmanhistorian ensimmäisistä kaukoputkista Jupiteria. Galilein löytö oli kokonainen Jupiteria kiertävien kuiden kokoelma, jonka näkeminen ei ollut mahdollista ilman optisia laitteita. Nykyään tiedämme, että Jupiter paimentaa omaa moninaista ja värikästä kuiden ja renkaiden järjestelmäänsä, joka on kuin planeettakunta pienoiskoossa. Itse Jupiterin kaasukehäkin on dynaaminen, kaoottinen järjestelmä, joka on ainaisessa muutoksessa, vaikka yksi sen huomattavimpia piirteitä, suureksi punaiseksi täpläksi kutsuttu valtaisa pyörremyrsky, onkin ainakin satoja vuosia vanha pitkäikäinen muodostelma.
Planeetat elävät myös radikaalimmilla tavoilla. Mars on ollut vetinen, pohjoiselta puoliskoltaan valtameren peittämä maailma, joka muistutti Maapalloa ja tarjosi luultavasti jopa elämän syntyyn vaadittavat olosuhteet. Mars on kuitenkin kooltaan pieni, vain noin puolet maasta. Siksi planeetan ydin viileni, geologinen aktiviteetti, tektoninen toiminta, jos sitä oli, ja magneetttikenttä hiipuivat ja valtaosa kaasukehästä haihtui avaruuteen planeetan kuivuessa ja jäähtyessä karuksi ja kylmäksi kappaleeksi. Nykyisellään Marsin vesi on routana maaperässä ja kaasukehä on pelkkä ohut hiilidioksidivaippa planeetan ympärillä.
Maa itse on muuttunut vuosimiljardien saatossa ehkäpä vieläkin radikaalimmin. Vaikka laattatektoniikka ja eroosio uudistavat ja muokkaavat jatkuvasti Maapallon pintaa ja pitävät sen verrattaen nuorena, Maan ilmakehä on kokenut radikaaleja muutoksia. Merkittävimmän muutoksen aiheutti elämä, joka sopeutuessaan planeetan olosuhteisiin ryhtyi tuottamaan rakennusaineita ja energiaa varastoiden Auringon energiaa kemialliseksi energiaksi. Fotosynteesin kehittymisen myötä varhaiset sinilevät ryhtyivät pumppaamaan yhteyttämisessä syntyvää kuona-ainetta, vapaata happea, kaasukehään kyllästäen sen happimolekyyleillä. Happi muutti kaasukehämme ja planeettamme.
Ilmakehän hapettumisen aiheuttama muutos oli valtava. Runsaat kaksi miljardia vuotta sitten käynnistynyt suuri hapettumistapahtuma vaikutti koko planeetamme geokemiaan vapaan hapen sitoutuessa meriin liuenneeseen rautaan ja saostuessa ruosteena merten pohjiin malminakin louhittaviksi rautakerrostumiksi. Myös elämä koki valtavia muutoksia myrkyllisen vapaan hapen tuotettua hapettomiin olosuhteisiin tottuneelle pelkistä mikrobeista koostuneelle biosfäärille valtavia ongelmia. Juuri hapen aiheuttaman stressin ja evolutiivisen valintapaineen myötä syntyivät luultavasti myös eukaryooteiksi kutsutut bakteerien ja arkeonien hybridisolut (1), jotka oppivat käyttämään ilmakehän vapaata happea reagenssina aineenvaihdunnassaan, mikä puolestaan mahdollisti tehokasta energiantuotantoa vaativan monisoluisen elämän sekä pitkät ravintoketjut ja siten koko nykyisen biodiversiteetin.
Vaikka suuren hapettumistapahtuman kaltaiset muutokset voitaisiin havaita jopa eksoplaneetoilla, jos niiden koostumusta päästäisiin tutkimaan suoran kuvaamisen avulla, Aurinkokunnan planeetat ovat muuttuneet ulkonäöltään vieläkin rajummin historian saatossa.
Havaittaessa Saturnusta eri aikoina, näyttää kuin sen renkaat ajoittain katoaisivat kokonaan näkyvistä. Syynä on se, että renkaat ovat paksuudeltaan keskimäärin vain 20 metriä ja renkaiden ollessa kohtisuoraan taivaan tasoa vastaan, niiden havaitseminen ei ole mahdollista. Se on kuitenkin vain näennäinen muutos — itse renkaat ovat vain alle 100 miljoonaa vuotta vanhoja, joten ne ovat nuori piirre vanhan planeetan kiertoradalla. Saturnuksen koko ulkonäkö on siis muuttunut hyvinkin radikaalisti aivan tähtitieteellisessä lähihistoriassa.
Eksoplaneettoihin ajatus planeettojen muuttumattomuudesta sopii tietyin reunaehdoin. Koska eksoplaneettojen havainnointi paljastaa nykyisellään vain hyvin vähän niiden ominaisuuksista, on järkevä yksinkertaistus luottaa siihen oletukseen, että niiden ominaisuudet eivät muutu havaittavissa määrin kuukausien tai korkeintaan parin vuosikymmenen havaintojakson aikana. Vaikka joissakin planeettakunnissa kappaleiden keskinäiset vetovoimat muuttavat planeettojen ratoja aavistuksen, joskus jopa havaittavasti, eivät planeettojen fysikaaliset ominaisuudet muutu havaintojen aikaskaalassa. Nekään eivät kuitenkaan aina pysy vakioina.
Vuosimiljoonien ja -miljardien saatossa planeettojen radat muuttuvat. Lähes jokainen planeettakunta, Aurinkokunta mukaan lukien, on pohjimmiltaan kaoottisessa tilassa, jossa pienilläkin muutoksilla planeettojen paikoissa ja nopeuksissa voi olla valtavia seurauksia tulevaisuudessa. Aurinkokunta ja muut planeettakunnat eivät ole hajoamassa kaoottisuuteensa lähitulevaisuudessa mutta miljardien vuosien aikana niiden planeettojen ratoihin tulee valtaviakin muutoksia johtaen aina planeettojen lähiohituksiin ja törmäyksiin, sekä niiden sinkoutumiseen pois tähtensä vetovoiman piiristä.
Muutokset radassa vaikuttavat aina planeettojen fysikaalisiin ominaisuuksiin, koska etäisyys tähdestä määrittää planeetan pinnalle saapuvan tähden säteilyn määrän ja siten planeettojen pintalämpötilat. Radan soikeus puolestaan vaikuttaa voimakkaasti vuodenaikaisvaihteluiden suuruuteen. Joidenkin planeettojen radat ovat muuttuneet niiden historian saatossa äärimmäisillä tavoilla.
Ensimmäiset auringonkaltaisia tähtiä kiertävät eksoplaneetat yllättivät kaikki. Ne olivat massiivisia kaasujättiläisiä mutta kiersivät tähtensä hyvin nopeasti, vain muutamassa päivässä, tähden pintaa viistäen. Aurinkokuntaan suhteutettuna, sellaiset planeetat olisivat kiertoradalla, joka on Merkuriuksen radan sisäpuolella ja ne kylpisivät Auringon voimakkaassa säteilyssä, joka kuumentaisi niiden pinnat tuhansien asteiden lämpötiloihin.
Ensimmäisen tunnetun esimerkin 51 Pegasi b mukaan, näitä kuumia Jupitereita kutsutaan joskus pegasilaisiksi planeetoiksi. Uuden planeettaluokan löytöä vain varjosti se pieni ongelma, että niitä ei pitänyt olla lainkaan olemassa. Kun planeetat syntyvät tähteä ympäröivästä kaasua ja pölyä sisältävästä kertymäkiekosta, niiden ytimet kasvavat ja hehittyvät lopulliseen muotoonsa keräämällä aluksi itseensä metalleista, silikaateista ja jäistä koostuvaa pölyä. Myöhemmin, saavutettuaan muutaman Maapallon suuruisen massan, planeetta ryhtyy vetämään gravitaationsa avulla itseensä kaasua muodostuen lopulta kaasujättiläiseksi. Mutta aivan lähellä tähteä ei voi olla riittävästi materiaa, jotta kaasujättiläiset voisivat syntyä. On siis vain yksi tapa selittää niiden olemassaolo. Ne ovat syntyneet kauempana ja muuttaneet.
Kaasuplaneetta voi muuttaa sen radan kutistuessa radikaalisti vaikkapa kertymäkiekon kaasun kitkavoimien vaikutuksesta. Aurinkokunnassa Jupiterin ja Saturnuksen radat ovat muuttuneet selvästi tällaisen prosessin seurauksena mutta ne eivät meidän onneksemme ehtineet lähelle Aurinkoa, sisempään Aurinkokuntaan, ennen kuin nuoren Auringon hiukkastuuli siivosi planeettakuntamme ylimääräisestä kaasusta. Kaasun ja samalla kitkavoimien haihduttua, planeetat jäivät nykyisille paikoilleen. Mutta kun jättiläisplaneetta muuttaa aurinkokunnan sisäosiin, koko järjestelmä kokee mullistuksen. Muuttava jättiläinen heilauttaa aggressiivisesti kaikkia sisempiä planeettoja radoiltaan, syösten valtaosan joko törmäyskurssille itsensä tai tähden kanssa tai ikuiselle matkalle planeettakunnan ulkopuolelle. Planeettakuntien alkuajat voivat olla äärimmäisen väkivaltaisia aikoja.
Asetuttuaan lähelle tähteä kuumaksi Jupiteriksi, kaasuplaneetat muuttuvat. Tähden voimakas säteily voi saada ne kiehumaan ja menettämään massaa, kun kaasua karkaa niiden vetovoimakentästä planeettojenväliseen avaruuteen ja pois planeettakunnasta tähtituulen mukana. Räikeimmissä tapauksissa valtaosa planeetan kaasuvaipasta voi karata lopulta avaruuteen, jättäen jälkeensä vain korvennetun ytimen, supermaan kokoisen metallien ja silikaattien muodostaman planeetan.
Useat suunnilleen jupiterinkokoiset planeetat, kuten 51 Pegasi b, pysyvät stabiileina lähellä tähteään ja niitä voidaankin havaita runsaasti. Neptunuksilla on toisin — näyttää siltä, että neptunuksenkokoisia planeettoja ei esiinny tähtien lähikiertolaisina (Kuva. 3.). Sen sijaan, kuumat supermaapallot ja suunnilleen maapallonkokoiset planeetat ovat erittäin yleisiä lähitähtien kiertolaisina. Missä ovat kuumat Neptunukset?
Kuumat Neptunukset ovat muuttuneet. Kun neptunuksenkokoinen planeetta muuttaa ja sen rata kutistuu, planeetta joutuu aina vain lähemmäs tähteään ja kuumenee tähden säteilyn korventaessa planeetan pintakerroksia. Lopulta se on niin lähellä, että tähden intensiivinen säteily riittää haihduttamaan planeetan kaasukehää hiljalleen avaruuteen. Neptunusten vetovoima ei riitä pitämään kiinni kaasuvaipastaan ja lopputuloksena niistä jäävät jäljelle vain riisutut, paljaat metallien ja silikaattien muodostamat ytimet. Kuumat supermaapallot voivat syntyä neptunuksenkaltaisina paksun kaasuvaipan omaavina planeettoina mutta tähden säteily riisuu ne paljaiksi kiviplaneetoiksi aikojen saatossa.
Sen suurempaa muutosta mikään planeetta tuskin voi kokea tuhoutumatta muutosprosessissa kokonaan ja jättäen jälkiä, joita tähtitieteilijät voisivat havaita. Siksi kuumien Neptunusten havaitseminen on erittäin kiinnostavaa. Niitä tarkastelemalla voidaan tutkia planeettoja, jotka ovat käymässä läpi yhtä universumin voimakkaimmista planetaarisista muodonmuutoksista, mikä antaa runsaasti tietoa sekä planeettojen koostumuksesta että niiden muodostumisesta ja kehityksestä.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lähteet
Planeetan merkit — kuinka eksoplaneetan signaali havaitaan
Kun instrumentti on hankittu, ja sen mahdollistamat uudet havainnot toteutettu, alkaa aina tärkeä tieteellinen prosessi, jossa selvitetään mitä oikein havaittiin ja mitä ei. Alkaa tilastollinen havaintojen käsittely, jonka tavoitteena on puristaa kallisarvoisesta havaintoaineistosta viimeinenkin informaation murunen talteen. Oli instrumenttina sitten euron mittanauha tai satojen miljoonien eurojen arvoinen jättiläisteleskooppi, prosessi on aina sama. Mittaukset prosessoidaan tlastotieteen menetelmiin luottaen, käyttämällä runsaasti matematiikkaa, tietokonealgoritmeja ja tieteellistä laskentaa, ja lopputulokseksi saadaan vastaus tärkeään tieteelliseen kysymykseen. Mittanauhaa instrumenttinaan käyttävät saavat tosin hiukan yksinkertaisempaa havaintoaineistoa mutta mitään periaatteellista eroa ei ole.
Eksoplaneetat eivät tietenkään lähetä signaaleja tai toimi tietoisina informaation välittäjinä. Niitä kuitenkin voi havaita, koska ne heijastavat ja säteilevät valoa ja muuta sähkömagneettista säteilyä, ne suodattavat ja peittävät tähdestään meitä kohti tulevaa valoa, ne vaikuttavat tähtensä liikkeeseen avaruudessa, ja ne voivat joskus harvoin toimia gravitaatiolinsseinä, vahvistaen kaukaisen taustataivaan tähden valoa. Joskus mielenkiintoisiin löytöihin johtava tieteellinen havainto- ja päättelyketju on fantastisen kompleksinen seikkailu, josta ei puutu vauhtia ja vaarallisia tilanteita — ainakaan tähtitieteen tutkijoiden tylsän hidastempoisessa aikaskaalassa.
Doppler-spektroskopian kantava ajatus on mitata tähden liikettä perustuen sen valon puna- ja sinisiirtymään tähden liikkuessa vuoroin meistä poispäin ja meitä kohti. Liike paljastaa tähteä kiertävän planeetan vetovoimavaikutuksen olemassaolon ja siten planeetan ominaisuuksia. Menetelmällä saadaankin havaituksi tähden näkösäteen suuntainen nopeus ajan funktiona — saadaan radiaalinopeuskäyrä, joka paljastaa planeetan ominaisuuksia (Kuva 1.).
Kuvan 1. radiaalinopeuskäyrä, jossa tähden Gliese 581 radiaalinopeusmittaukset on järjestetty planeetan Gliese 581 b radan vaiheen mukaisesti, paljastaa kauniin sinikäyrän, joka kertoo planeetan ja sen radan ominaisuuksista.
Radiaalinopeuden jaksollisista vaihteluista voidaan havaita planeetan ratajakso, eli vuoden pituus. Kuvan 1. käyrä saavuttaa miniminsä vaiheen kohdalla 1.0 päivää ja maksiminsa noin kohdassa 3.7 päivää. Näiden erotus on puolet planeetan ratajaksosta — Gliese 581 b siis kertää tähtensä noin 5.4 päivässä. Radiaalinopeuden vaihtelut noudattavat myös hyvin tarkasti sinikäyrän muotoa. Se tarkoittaa, että planeetan rata on lähes tarkalleen ympyränmuotoinen ja radan eksentrisyys tai soikeus on korkeintaan vain hyvin pientä. Viimeinen radiaalinopeudesta saatava tiedonmurunen koskee planeetan massaa. Radiaalinopeusvaihteluiden amplitudi, eli käyrän maksimin ja minimin etäisyys nollakohdasta, on sitä suurempaa mitä massiivisempi planeetta on kyseessä sekä sitä pienempää mitä massiivisempaa tähteä on havaittu ja mitä kauempana planeetan rata on tähdestään. Loppu on matematiikkaa — amplitudi mahdollistaa planeetan massan vähimmäismäärän laskemisen perustuen Isaac Newtonin muotoilemaan gravitaatiolakiin. Oikeaa massaa ei saada, vain sen minimiarvio, koska paneetan radan kallistuskulma avaruudessa on tuntematon.
Mutta ennen kuin radiaalinopeusmittaukset voidaan järjestää planeetan ratavaiheen mukaan, on tunnettava ratajakson suuruus. Sen selvittämiseen tarvitaan periodogrammiksi kutsuttua matemaattista instrumenttia.
Periodogrammi
Planeettojen aiheuttamien signaalien etsinnässä kaikkein vaikeinta on löytää signaalien jakso. Tavallisesti, kun havaintoja on tehty tuhansien päivien ajan, ja signaalin jakso on vain muutamia päiviä, sen luotettava löytäminen havaintosarjasta on jo itsessään hankala ongelma. Miten havaita jaksollinen signaali kohinaisista aikasarjahavainnoista?
Yhden merkittävimmistä vastauksista kysymykseen jaksollisen signaalin löytämisestä tarjosi vuosikymmeniä sitten Jeffrey Scargle, joka toimi väitöstilaisuudessani vastaväittäjänä Turun yliopiston ilmeisesti ensimmäisessä videolinkin välityksellä toteutetussa väitöksessä. Scargle havaitsi vuoden 1982 artikkelissaan yksinkertaisen matemaattisen totuuden (1). Hänen mukaansa periodogrammi, joka on eräänlainen signaalin todennäköisyysfunktio taajuusavaruudessa, on itse asiassa täsmälleen yhtäpitävä tavallisen pienimmän neliösumman sovituksen kanssa, jos sovitus tehdään jokaiselle taajuudelle.
Periodogrammi määritellään seuraavalla tavalla. Havainnoille mi, jotka on saatu ajanhetkillä ti kaikille i = 1, …, N, periodogrammi voidaan kirjoittaa taajuuden ω funktiona.
Määrittelyn ajatuksena on, että taajuuden ω ollessa lähellä havaintojen sisältämän jaksollisen signaalin taajuutta ω0, toinen neliöistä saa suurempia arvoja ja tuottaa siten funktiolle suuria arvoja. Kun taajuus on kaukana signaalin taajuudesta, periodogrammin summat ovat positiivisten ja negatiivisten lukujen summia ja siksi lähellä nollaa. Silloin niiden neliötkin ovat keskimäärin pieniä lukuja. Periodogrammin maksimi tai maksimit osoittavat siis taajuudet, joilla havaintosarjassa on todennäköisimmin jaksollisuuksia.
Periodogrammi on oikeastaan havaintosarjan Fourier-muunnos, jonka periaatteena on siirtyä tarkastelemaan havaintoja taajuusavaruudessa aika-avaruuden sijaan. Kyse on matemaattisesta muunnoksesta, joka jaottelee aika-avaruuden signaalin taajuusavaruuden komponentteihinsa. Mutta periodogrammin tulkinta on oikeastaan vielä tätäkin huomattavasti intuitiivisempi, kuten Jeffrey Scargle havaitsi.
Pienimmän neliösumman menetelmä nojaa ajatukseen laskea mallin ja havaintojen välinen ”etäisyys” tavalla, joka olisi vertailukelpoinen toisten mallien etäisyyksien kanssa. Etäisyyden määrittää neliöiden summa S, joka lasketaan aikasarjamuotoisille havainnoille yksinkertaisesti
Mutta funktio f on jaksollisen signaalin tapauksessa yksinkertainen sinin ja kosinin muodostama funktio f (ti) = A sin ωti + B cos ωti, jolloin summan S minimointi on täsmälleen yhtäpitävää periodogrammin maksimoinnin kanssa (matemaattisesti orientoituneille asia jätettäköön harjoitustehtäväksi). Siten periodogrammi vastaa täsmälleen pienimmän neliösumman sovitusta, kun sovitetaan kullekin taajuudelle parametrien A ja B arvot (1). Kyse on siis vertailusta, jossa jokainen valittu taajuus on omana mallinaan, joita sitten sovitetaan havaintoihin. Voittajaksi selviytyy malli, jolla etäisyys S on mahdollisimman pieni.
Planeetan Gliese 581 b havaintoihin aiheuttaman signaalin taajuuden ja siten planeetan ratajakson löytäminen periodogrammin avulla on helppoa (Kuva 3.). Kun verrataan signaalin sisältämää pienimmän neliösumman sovitusta malliin, jossa ei ole signaalia, saadaan uskottavuusfunktioiden suhde, joka auttaa tulkitsemaan saadun periodogrammin suoraan kuvaajasta. Suhteen ollessa horisontaalisen viivan kuvaamaa tasoa suurempi, sen todennäköisyys syntyä puhtaan satunnaiskohinan vaikutuksesta on alle 0.1%. Gliese 581 b:n signaali on niin voimakkaasti tämän tason yläpuolella, että sen aiheutuminen puhtaasta kohinasta on äärimmäisen epätodennäköistä. Planeetan olemassaolo katsotaan silloin äärimmäisen varmaksi.
Periodogrammilla saa siis selville planeetan ratajakson mainiosti, jonka jälkeen havainnot voi järjestää ratajakson vaiheen mukaan kuten Kuvassa 1. Silloin planeetan ominaisuuksien määrittäminen voi alkaa.
Tutkimusryhmäni julkaisi juuri tuoreeltaan artikkelin, jossa raportoimme kymmenestä uudesta planeettalöydöstä Auringon lähinaapuruston punaisten kääpiötähtien kiertoradoilta (2). Niistä jokainen on löydetty Doppler spektroskopialla, karkeasti tässä tekstissä kuvatulla tavalla. Kyseessä on siis kaikessa yksinkertaisuudessaan tehokas menetelmä planeettojen havainnointiin lähitähtien järjestelmissä.
Lähteet
- Scargle 1982. Studies in astronomical time series analysis. II. Statistical aspects of spectral analysis of unevenly spaced data. The Astrophysical Journal, 263, 835.
- Feng et al. 2020. Search for Nearby Earth Analogs. III. Detection of ten new planets, three planet candidates, and confirmation of three planets around eleven nearby M dwarfs. The Astrophysical Journal Supplement Series, in press.
Planetaarinen eliömaantiede
Eliömaantieteen perusasioihin kuuluvat havainnot elonkirjon muuttumisesta yksinkertaisten tekijöiden vaikutuksesta. Välillä puhutaan saarten eliömaantieteestä, koska tärkeitä havaintoja tehtiin ensimmäisenä juuri saaristoissa. Yksi pioneereista oli evoluutioteorian perusteisiin havaintojensa pohjalta päätynyt Alfred Wallace, joka tutki vuosien ajan lajikirjoa Malaijien saaristossa. Lainalaisuudet kuitenkin pätevät muihinkin tilanteisiin, joissa elinympäristöt ovat pirstaleisia ja lajien yksilöt joutuvat siirtymään elinalueelta toiselle vihamielisen ja lajille elinkelvottomien alueiden läpi.
Mitä suurempia elinkelpoiset saarekkeet ovat, sitä enemmän lajikirjoa ne sisältävät ja sitä suurempia populaatioita ne ylläpitävät. Mitä kauempana ne ovat mantereesta, mikä rinnastuu yleisemmässä tapauksessa suureen lajille sopivaa yhtenäiseen ympäristöön, sitä kapeampaa niiden lajikirjo, koska harvemmat lajit ovat onnistuneet muuttamaan perille. Syynä on yksinkertaisesti se, että muutto uudelle elinkelpoiselle alueelle onnistuu sitä todennäköisemmin mitä lähempänä se on.
Maapallo on kokonaisuutena vain yksinäinen saareke avaruudessa. Vastaavia fysikaalisilta ja geokemiallisilta olosuhteiltaan elämälle soveltuvia kappaleita on useita jo Aurinkokunnassa — omassa galaksissamme Linnunradassa niitä on vähintään miljardeja, ehkä jopa satoja miljardeja. Toisin kuin maapallon elinympäristöjen, elinkelpoisten planeettojen ja muiden taivaankappaleiden välillä matkustaminen on kertaluokkia vaikeampaa. Mutta mahdotonta se ei ole. Ei ainakaan mikrobeille.
Maa ei ole suljettu järjestelmä. Planeettamme vaihtaa jatkuvasti ainetta ja energiaa sitä ympäröivän avaruuden kanssa. Sen voi havaita omin silmin hakeutumalla jokin meteorikraaterin reunalle. Avaruuden kappaleet putoavat ajoittain Maan pinnalle dramaattisin ja helposti havaittavin seurauksin (Kuva 1.).
Liikennettä on myös toiseen suuntaan. Ne valtavat energiat, jotka vapautuvat, kun tähtitieteellisillä nopeuksilla liikkuvat kappaleet törmäävät Maahan, kiihdyttävät helposti ainesta nopeuksiin, jotka ylittävät Maan pakonopeuden. Silloin ainesta karkaa Maapallolta — ja sen mukana on aina mikrobeja, joita esiintyy lukemattomia aivan kaikkialla kilometrien korkeudesta ilmakehässä aina kilometrien syvyyteen kivisen maanpinnan alla. Vaikka maahan osuvien meteorien voimakkaat paineaallot kuumentavat kiviainesta lennättäessään sitä kiertoradalle, kaikki aines ei steriloidu lentäessään pois Maapallolta. Siten Maan elämän siementen kylväminen avaruuteen on aloitettu jo planeetan nuoruudessa, vuosimiljardeja sitten.
Todisteita planeettojen vaihtamasta materiasta ei tarvitse hakea kaukaa. Maahan on pudonnut runsaasti Marsista irronneita kiviä, jotka osoittavat aukottomasti, että kiviaines voi matkata luonnollisten prosessien seurauksena planeetalta toiselle. Ehkäpä kuuluisimman esimerkin tarjoaa luettelonimen ALH84001 saanut marsilainen meteoriitti, joka löytyi Etelämantereelta vuonna 1984. Samankaltaisten kappaleiden mukana, niiden sisäpuolella steriloivalta avaruuden säteilyltä suojattuna, lepotilassa olevat mikrobit voisivat hyvinkin kestää avaruusmatkan rasitukset. Kysymys on vain siitä, millä todennäköisyydellä kivenmurikat päätyvät olosuhteisiin, joissa niiden mukanaan tuoma elämä voisi kukoistaa.
Aurinkokuntakaan ei ole suljettu järjestelmä. Auringon lähinaapuruston tähdistä lähin on Proxima Kentauri mutta se on vain tämän hetken satunnainen tilanne. Tähdet eivät pysy paikallaan. Ne liikkuvat radoillaan galaksimme painovoimakentässä. Aikojen kuluessa useat tähdet tulevat Aurinkokunnan lähettyville ja poistuvat taas kauemmaksi Auringon kiertäessä radallaan Linnunradan keskustaa (1). Ajoittain lähiohitukset häiritsevät tähtiä ympäröivissä Oortin pilvissä vaeltavien komeettojen ratoja, jolloin komeetat ja muut pienemmät kappaleet saattavat siirtyä uuteen tähtijärjestelmään. Materian siirtymisestä tähtijärjestelmien välillä on ehkäpä parhaana osoituksena tähtienvälinen matkaaja, komeetta ’Oumuamua. Aurinkokunnassa on kuitenkin mitä luultavimmin runsaasti kappaleita, jotka ovat peräisin muista tähtijärjestelmistä (2).
Aikojen kuluessa mikrobit voisivat valloittaa vaikka koko Linnunradan. Tällä alkujaan Svante Arrheniuksen muotoilemalla panspermiahypoteesilla on runsaasti viitteellistä tukea — ei kuitenkaan minkäänlaista konkreettista todistusaineistoa, koska emme ole havainneet ainuttakaan esimerkkiä planeettojen välillä levinneestä elämästä.
Elinkelpoiset planeetat ja kuut ovat kuin eliömaantieteessä kuvatut saarekkeet. Ilmeisesti yksinkertaiset mikrobit kykenevät siirtymään avaruuden halki planeetalta toiselle — ainakaan sille ei ole esitetty olevan mitään konkreettisia esteitä. Silloin Aurinkokunnan planeetoista Maa ja Mars ovat vain kaksi saariston saarta, joiden välillä elävät solut ajoittain matkaavat. Miljardeja vuosia sitten, kun Mars oli Maan tavoin vetinen kivenmurikka, mikrobit olisivat voineet helposti saada jalansijan sen pinnalla tai pinnan alla, merissä, järvissä tai virtaavissa vesissä. Samoin olisi voinut käydä marsilaisille mikro-organismeille Maassa.
Ulommassa Aurinkokunnassa on lisää pieniä saarekkeita, joissa elämä voisi kukoistaa. Ainakin jättiläisplaneettojen kuista Europa, Ganymede, Enceladus, Titania ja Oberon ovat potentiaalisesti elämää ylläpitämään kykeneviä kappaleita. Niistä jokaisen pinnalla on jäinen kuori, jonka alla velloo kymmeniä kilometrejä paksu valtameri. Sellaisissa olosuhteissa elämä voisi helposti tulla toimeen, monimuotoistua ja kukoistaa. Ulkoplaneettojen kuihin on tietenkin pidempi matka kuin Marsiin mutta se tarkoittaa eliömaantieteen lainalaisuuksien mukaisesti vain sitä, että mikrobeilla kestää keskimäärin kauemmin onnistua matkanteossa. Silloin harvempi mikrobi selviää matkasta hengissä mutta miljoonien vuosien kuluessa voidaan ajatella ainakin joidenkin onnistuvan.
Tiiviimmin pakatuissa planeettakunnissa planeettojenvälinen panspermia voi olla huomattavasti helpompaa, jopa väistämätöntä. Esimerkin sellaisesta järjestelmästä tarjoaa lähitähti nimeltään TRAPPIST-1 — luettelonimellä 2MASS J23062928-0502285 tunnetun tähden kutsumanimi on annettu poikkeuksellisesti mutta ymmärrettävästi sen ympäriltä planeettoja ensimmäisenä löytäneen TRAPPIST-teleskoopin mukaan.
Tähteä kiertää peräti seitsemän kiviplaneetan joukko (Kuva 3.). Järjestelmän planeetat kiertävät radoillaan punaista kääpiötähteä aivan vierekkäin, niin lähellä toisiaan, että panspermia niiden välillä on jopa väistämätöntä (3). Jos jollakin TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoista esiintyy elämää, sitä esiintyy niistä muillakin, jos vain fysikaaliset olosuhteet ovat soveltuvia – ainakin kolme planeetoista on pintalämpötiloiltaan sellaisia, että niiden pinnoilla voi esiintyä nestemäistä vettä ja siten elämää tuntemassamme muodossa. Kyseessä on järjestelmä, josta elämää ei tuhoaisi edes valtaisa planeetan steriloiva asteroidin törmäys. Elämä jatkaisi aina kukoistamistaan muilla järjestelmän planeetoilla ja palaisi lopulta takaisin myös steriloidun kappaleen pinnalle.
Lähitähdet ovat kaukaisia, Aurinkokunnasta erillisiä, potentiaalisia elinkelpoisten tilkkujen saaristoja. Matkat niiden tuntumaan ovat vielä hurjasti pidempiä ja epätodennäköisempiä kuin yksittäisen planeettakunnan sisällä mutta jotkin mikrobit voivat selvitä niistäkin. On jopa mahdollista, että Maapallolla syntynyttä elämää esiintyy jo nyt muissakin tähtijärjestelmissä tai että oma geneettinen linjamme on peräisin Aurinkokunnan ulkopuolelta. Nämä ovat tietellisiä hypoteeseja, joita voidaan tarkastella, jos elämää joskus havaitaan jotakin toista tähteä kiertävän kappaleen pinnalta.
On kuitenkin myös se kaikkein hurjin mahdollisuus, että elämää esiintyy vain Maapallolla ja olemme yksin maailmankaikkeudessa. Kyseessä on kuitenkin mielestäni pelkkä epätieteellinen yleistys siitä yksittäisestä, vain toistaiseksi voimassa olevasta anekdootista, että emme vielä ole sattuneet havaitsemaan merkkejä elämästä muualla.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lähteet
- Bailer-Jones et al. 2017. New stellar encounters discovered in the second Gaia data release. Astronomy and Astrophysics, 616, A37.
- Namouni et al. 2020. An interstellar origin for high-inclination Centaurs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 494, 2191.
- Lingam et al. 2017. Enhanced interplanetary panspermia in the TRAPPIST-1 system. Proceedings of the National Academy of Sciences, 114, 6689.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 