Muskilainen yhteiskunta
Tieteiskirjallisuudessa on oltu usein pahasti väärässä siitä, mitä teknologinen kehitys tuo tullessaan. Syynä on se yksinkertainen tosiasia, että tieteellisen tiedon karttumista, tulevaisuudessa löytyviä lainalaisuuksia ja saatavia tuloksia, on mahdotonta ennustaa kovinkaan tarkasti. Tulevaisuuteen sijoittuvat avaruusutopiat ja -dystopiat ovat kuitenkin voineet pohjautua ihmisten toimintaan, tarpeisiin ja taipumuksiin, koska ne eivät muutu muutoin kuin vain hyvin hitaasti kymmenientuhansien vuosien aikaskaalassa. Voimme olla varmoja, että tuhannen vuoden kuluttua, jos ihmislaji vielä on olemassa teknisenä sivilisaationa, samat metsästäjä-keräilijän elämään sopeutuneen kaksijalkaisen apinan ajattelumallit määrittävät toimintaamme.
Voimme olla aivan varmoja, että ihmisten välillä syntyy konflikteja, eturistiriitoja ja ongelmia, joiden ratkaisuun vaaditaan ulkopuolisen tahon väliintuloa. Ihmislajin monissa eri kulttuureissa ulkopuolinen taho on ollut perhe, kyläyhteisö tai moderneina aikoina ratkaisun hakemista varten perustettu oikeuslaitos. Kaikkine ongelmineenkin kyseessä on pääsääntöisesti ainakin välttävällä tavalla toimiva järjestely, kunhan kaikki osapuolet vain suostuvat noudattamaan ratkaisua, johon päädytään. Asia voi mennä todella monimutkaiseksi, koska joissakin tilanteissa on epäselvää mitä säännöstöä — jos mitään — missäkin tilanteessa noudatetaan. Esimerkkejä rittää niin kansainvälisiä merialueita kuin avaruuttakin koskevasta lainsäädännöstä, jonka perustuksia on koetettu muurata enemmän tai vähemmän menestyksekkäästi kansallisvaltioiden solmimien moninaisten sopimusten avulla.
Kuitenkin, jo lähiavaruutta koskeva ja sääntelevä säännöstö on hyvin puutteellista ja suurelta osin jopa täysin olematonta. Yksittäinen suuryritys voi rangaistuksetta vaikkapa lähettää lähiavaruutemme täyteen kirkkaita satelliitteja pilaten astronomian ammattilaisten, tähtiharrastajien ja muidenkin taivaan katselusta kiinnostuneiden näkymän taivaan tähtiin. Yrityksen motiivit voivat olla kunnianhimoisia ja ne voidaan esittää ”koko ihmiskuntaa hyödyttävänä pyyteettömänä hyvänä” mutta todellisuus ei pääsääntöisesti noudata yritysten kauniita korulauseita (1).
Ongelmat kärjistyvät, kun suuryritykset ryhtyvät rakentamaan siirtokuntia muille taivaankappaleille. Ei ole olemassa edes lainsäädäntöä — puhumattakaan sitä valvovista elimistä — joka kontrolloisi mitä yritykset ja muut toimijat voivat tehdä vaikkapa Marsin pinnalla, kun ne rakentavat omia kaupallisia päämääriään palvelevia siirtokuntiaan Maan ulkopuolelle. Kaikki merkit siitä, että yritykset kyllä varmasti käyttävät lainsäädännöllistä tyhjiötä hyväkseen maksimoidakseen liiketaloudelliset etunsa ovat kuitenkin jo mainiosti nähtävillä. Tästä on esimerkkinä vaikkapa Elon Muskin SpaceX korporaation unilateraalinen julistus siitä, että kansainvälinen laki ei päde sen suunnittelemissa siirtokunnissa. Tuskin kukaan on niin sinisilmäinen, että ajattelee suuryrityksen hylkäävän kansainvälistä lakia määrittävät sopimukset toimiakseen siirtokuntaan muuttavien ihmisten edun mukaisesti.
Kyseessä on tilanne, josta lukemattomat tieteiskirjallisuuden dystopiat on rakennettu. Marsin kaivostoiminnasta kertova Total Recall ja suuryritysten moraalittomuudesta paasaava Alien-elokuvien sarja ovat ehkäpä tunnetuimpia kuvauksia tilanteista, joissa ihmisten elämä ja oikeudet ovat ristiriidassa kaupallisten tavoitteiden kanssa. On sanomattakin selvää, että sellaisen ristiriidan ilmetessä, vailla viranomaisia ja heidän valvontaansa, vahvempi voittaa aina. Ja se vahvempi ei ole ihminen. Suuryritys ei luovu voittomarginaaleistaan edes silloin, kun ihmishenget ovat sen tiellä — sen olemme oppineet jo Maan kamaralla niissä tilanteissa, joissa valvonta on heikkoa tai säännöissä on porsaanreikiä. Kaiken takana on kasvoton pääoma, jonka edun ajaminen on sisäänrakennettuna talousjärjestelmämme toimijoiden motiiveihin kaikesta muusta välittämättä.
Lohduttomampaa on vain ajatus siitä, että yksi eksentrinen miljardööri, jota ei sido edes voitontavoittelun armoton logiikka, pääsisi rakentamaan oikeudelliseen tyhjiöön oman ihanneyhteiskuntansa, oman utopiansa ja paratiisinsa. Lienee tarpeetonta huomauttaa, että tieteiskirjailijat ovat käsitelleet senkin vaihtoehdon jo perinpohjaisesti ja lopputuloksia on tuskin koskaan kuvattu kauniiksi.
”SpaceX will not recognise international law on Mars.”
— Mikko Tuomi (@mustapipa) October 28, 2020
What could possibly go wrong? https://t.co/mDqV8EyY0D
Lähteet
Kiertotiellä kohti todellisuutta
Oikeastaan tieteessä ei pyritä totuuteen. Konsensus siitä, miten maailma toimii, lähestyy kyllä asymptoottisesti todellisuutta mutta kukaan ei voi varsinaisesti pyrkiä totuutta kohti. Väite saattaa kuulostaa näennäisen oudolta mutta yksikään tutkija tai tutkimusryhmä ei voi pyrkiä kohti totuutta, koska kukaan ei tiedä missä suunnassa se on. Kuvaamme todellisuutta monilla teorioilla ja malleilla, jotka kaikki ovat vain likimääräisiä kuvauksia todellisuudesta. Ne ovat kaikki pielessä, ainakin jonkin verran, ja kukaan ei tiedä tarkalleen missä todellisuus piileksii, vaikka se olisikin niiden lähettyvillä.
Tieteessä edetään kuten Arthur Conan Doylen dekkarinovelleissa, joissa etsivä nimeltään Holmes koettaa selvittää rikoksia. Periaatteena on, että ”kun eliminoidaan kaikki mahdottomat selitykset, jäljelle jäävä, oli se sitten kuinka epätodennäköihen hyvänsä, on totuus”.
Tiede perustuu yksinkertaistetusti siihen, että eliminoidaan mahdottomat vaihtoehdot, jolloin jäljelle jäävät selitysmallit kuvaavat todellisuutta tarkimmin. Oikeastaan tehdään havaintoja, joihin malleja ja teorioita verrataan. Jokainen havainto tekee huonoista malleista hiukan korostetummin hyviä malleja epätodennäköisempiä ja lopulta jää jäljelle vain hyviä malleja (tai parhaimillaan vain yksi hyvä malli), jotka selittävät havainnot mainiosti. Silloin ei edes pyritty löytämään hyviä malleja, vaan tekemään havaintoja, jotka osoittaisivat mahdollisimman monta mallia huonoiksi. Lopputuloksena päästiin kuitenkin lähemmäksi totuutta. Kun jäljelle jää vain yksi malli, sitä kutsutaan tavallisesti teoriaksi — teoria tarkoittaa tieteessä mallia, joka on koetettu osoittaa vääräksi lukemattomia kertoa mutta joka on selvinnyt jokaisesta yrityksestä kuivin jaloin.
Eksoplaneettojen havainnointi Doppler-spektroskopisin menetelmin tarjoaa esimerkin siitä, mitä tieteellisen tiedon karttuminen tarkoittaa. Menetelmällä on tarkoitus havaita tähden hienoista huojuntaa avaruudessa sitä kiertävän planeetan vetovoiman vaikutuksesta (Kuva 1.). Huojunta havaitaan tarkkailemalla pienenpieniä tähden värin muutoksia, jotka aiheutuvat tutusta Dopplerin ilmiöstä tähden liikkuessa vuoroin meitä kohti ja meistä poispäin. Mutta lähtötilanne on se, että emme tiedä minkälainen planeetta tähteä kiertää ja minkälainen sen kiertorata on — jos planeettaa tai planeettoja edes on. Tavallisesti oletetaan, että kaikki mahdolliset planeetat ja radat ovat yhtä todennäköisiä keskenään ja sen kanssa, että planeettoja ei ole. Teknisessä tieteellisten julkaisujen jargonissa sanotaan usein ennakkoinformaation noudattavan tasaista jakaumaa mutta kyse on todellisuudessa vain maksimaalisesta epätietoisuudesta (ennakkoinformaatio on oma monimutkainen aiheensa, jonka avaaminen ei mahtuisi yhteen lyhyeen tekstiin).
Seuraava askel on tähden havainnointi. Jokainen yksittäinen havainto, jokainen mittaus tähden liikkeestä, kertoo jotakin siitä, minkälaisia planeettoja tähdellä voi olla kiertoradoillaan. Mutta periaatteena on niiden poissulkeminen. Mitä enemmän havaintomateriaalia kertyy, sitä laajemman kirjon erilaisia planeettoja erilaisilla radoilla ne sulkevat pois. Lopulta jää jäljelle vain yksi tai muutama rata ja planeettatyyppi, joiden olemassaoloa havainnot eivät sulje pois. Silloin on havaittu planeetta tai planeettoja. Tieteellisessä mielessä jokainen havainto tekee olemattomien mutta periaatteessa havaittavissa olevien planeettojen olemassaolosta hiukan epätodennäköisempää. Lopulta niiden olemassaolo on niin epätodennäköistä, että voidaan katsoa havaintoaineiston sanovan, ettei niitä ole.
Viimeinen askel on laskea (tietyin oletuksin) kuinka todennäköistä on saada tehdyt havainnot, jos tähteä kiertävät ne planeetat, joiden olemassaoloa ei saatu poissuljettua, verrattuna siihen, että planeettoja ei ole. Jos todennäköisyys on riittävän suuri, vaikkapa yli 99%, voidaan sanoa, että tähdellä on luultavasti kumppaneita. Planeetat, joiden havaitsemiseen mittaustarkkuus ei riitä, voivat edelleen olla olemassa tai sitten eivät. Niistä ei voida sanoa mitään.
Tieteessä periaate on se, että eliminoidaan selitysmallit, jotka eivät sovi havaintoaineistoon ja jotka data siksi saa näyttäytymään epätodennäköisinä. Joskus on vain mahdotonta eliminoida kumpaakaan kahdesta (tai useammasta) selitysmallista, koska ne selittävät havainnot aivan yhtä hyvin. Silloin vedotaan tavallisesti yksinkertaisuuden periaatteeseen. Selitysmalli, joka sisältää vähemmän oletuksia, katsotaan luotettavammaksi. Jos esimerkiksi tähden liikkeen voi selittää yhtä hyvin ilman eksoplaneetan vaikutusta kuin sen kanssa, ei ole perusteltua sanoa, että planeetan olemassaololle on todistusaineistoa. Samaa ajattelua sovelletaan jokaisella tieteenalalla — kosmologiassa ehkäpä kaikkein räikeimmällä tavalla.
Kosmologia pyrkii vastaamaan kysymyksiin maailmankaikkeudesta, sen synnystä, kehityksestä ja olemassaolosta. Pyrkimyksenä on kehittää teoria, joka selittäisi niin maailmankaikkeuden olemassaolon kuin sen kehitystä ja toimintaa sääntelevät luonnonlaitkin. Olemme onnistuneet kehittämään erinomaisia teoreettisia viitekehyksiä maailmankaikkeuden toiminnalle ja osaamme ennustaa niin gravitaation kuin kaikkien muidenkin perusvuorovaikutustenkin toimintaa yleisen suhteellisuusteorian ja kvanttikenttäteorian avulla. Ongelmana vain on, että ne ovat nykymuodossaan keskenään ristiriidassa, joten tarvitaan vielä runsaasti kehitystyötä ennen kuin saamme koko maailmankaikkeutta kuvaavan teoreettisen kuvauksen aikaiseksi. Se olisi koko fysikaalisen maailmankuvamme huipentuma, kaiken teoria, ja teoreettisen fysiikan kliimaksi. Mutta sellaista ei ole.
Fyysikoita ei voi syyttää yrityksen puutteesta. Yksi suurimmista ongelmista vain on, että teoreettisia malleja ja hypoteeseja ei voi erottaa toisistaan. Ei ole olemassa havaintoja tai koejärjestelyjä, joilla voitaisiin havaita malleja toisistaan erottavia tekijöitä. Ei siis ole mahdollista saada mittaustulosta, joka madaltaisi sitä todennäköisyyttä, että yksi tai useampi malli on oikeassa. Erilaisista kompleksisista säieteorioista onkin siksi vitsailtu, että ne eivät ole edes väärässä — ei ole olemassa tapaa tehdä havainto, joka voisi osoittaa ne vääriksi. Jotkut fyysikot ovat sitä mieltä, että puhtaan teoreettinen fysiikka vailla mahdollisuutta tarkastella sitä kokeellisesti havaitsemalla ei ole minkään arvoista. En ole itse valmis aivan yhtä raakaan arvosteluun. Teoreettisen fysiikan kehitys on usein johtanut uuden matematiikan löytämiseen ja teknologinen kehitys kyllä mahdollistaa tulevaisuudessa niidenkin mallien testaamisen, joita nykyisellään on mahdotonta osoittaa vääriksi. Kuitenkin, pelkästään teoreettisia rakennelmia konstruoimalla ei edistetä tiedettä.
Tarvitaan siis mittauksia. Ne ovat tieteessä kaikki kaikessa. Mallien keskinäistä paremmuutta voidaan tarkastella vain todellisuudesta tekemiemme havaintojen kontekstissa. Ja poiketessaan havainnoista liikaa, mallit osoitetaan vääjäämättä heikoiksi todellisuuden kuvauksiksi ja ne saavat väistyä niiden mallien tieltä, jotka eivät poikkea merkittävästi havainnoista. Silloin olemme päässeet taas yhden pienen askeleen lähemmäksi fysikaalista todellisuutta ja ymmärrämme aavistuksen paremmin sen toimintaa.
Superelinkelpoiset planeetat
Tunnemme vain yhden elinkelpoisen planeetan koko näkyvän maailmankaikkeuden alueella. Vaikka jo omassa galaksissamme on joidenkin arvioiden mukaan kuusi miljardia planeettaa, joilla elämää voisi esiintyä, emme ole havainneet ainuttakaan eksoplaneettaa, jonka pinnalta edes voisimme löytää merkkejä elävistä organismeista. Eksoplaneettoja on kuitenkin havaittu jo yli 4000 ja niiden elinkelpoisuutta voi koettaa tarkastella perustuen siihen, mitä tiedämme niiden kiertoradasta, koosta, massasta, koostumuksesta, pintalämpötilasta, säteilyolosuhteista, pyörimisestä ja muista fysikaalisista ja geokemiallisista olosuhteista. Ongelmana tietenkin on, että tiedämme vain niin kovin vähän.
Sen määrittäminen, onko jokin planeetta elinkelpoinen vai ei — puhumattakaan elinkelpoisuuksien kvantitatiivisesta vertailusta — on erittäin vaikeaa. Tarkoitusta varten on kuitenkin kehitetty menetelmiä, kuten erilaiset maankaltaisuusindeksit, jotka kuvaavat planeettojen samankaltaisuutta Maapallon kanssa. Sellaisten menetelmien ongelmat ovat myös välittömästi ilmeisiä. Verratessamme eksoplaneettojen ominaisuuksia Maan ominaisuuksiin, olemme tarkastelemassa niiden maankaltaisuutta, emme niiden elinkelpoisuutta. Siten sivuutame kaikki planeetat, jotka eivät muistuta Maata mutta jotka ovat silti elinkelpoisia. Etsiessämme vain maankaltaisia planeettoja, saatamme jättää runsaasti jopa Maata parempia elämän kehtoja huomiotta. On kuitenkin äärimmäisen vaikeaa etsiä jotakin, jota emme osaa edes määritellä kunnolla.
Tässä mielessä astrobiologit ja eksoplaneettojen metsästäjät ovat vaikean paikan edessä. Jos tarkoituksena on löytää eläviä tai vähintäänkin elinkelpoisia eksoplaneettoja, mistä tunnistamme sellaisen, jos emme voi saada juurikaan tietoa edes pinnan ominaisuuksista tai kaasukehän koostumuksesta puhumattakaan siitä, että havaitsisimme elämää?
Dirk Schulze-Makuch kollegoineen kuitenkin tarttui ennakkoluulottomasti kysymykseen elinkelpoisista planeetoista (1). He kysyivät rohkeasti voisiko galaksissamme olla planeettoja, jotka olisivat Maata parempia ylläpitämään elämää. Jos sellaisia on, maanulkopuolisen elämän etsinnän kohteiksi kannattaisi valita superelinkelpoisia planeettoja maankaltaisten planeettojen sijaan. Mutta miten määrittelemme planeetan elinkelpoisuuden ja saamme sille numeroarvoja, joita voidaan verrata eri planeettojen välillä?
Schulze-Makuch ryhmineen otti lähtökohdakseen määritellä elämälle soveltuvien fysikaalisten ja geokemiallisten olosuhteiden kirjon tarkkailemalla olosuhteita, joiden rajoissa elämää tiedetään esiintyvän Maapallolla. Maan elämä kykenee esimerkiksi aktiivisuuteen laajalla lämpötilaskaalalla, alkaen noin -18°C lämpötilasta aina 130°C asti. Jotkin mikrobit ja vaikkapa hiivasolut voivat kasvaa ja jakautua -18°C lämpötiloissa ja bakteerien tiedetään kasvavan jopa 130°C kuumuudessa. Monisoluisille eläimille maksimilämpötilaksi on havaittu 105°C. Lämpötilan suhteen äärimmäisiä elinympäristöjä edustavat suolaisen veden taskut jään sisällä, kuumat lähteet ja merenpohjan mustat savuttajat. Aivan samoin, elävät solut menestyvät laajalla skaalalla pH-asteikkoa erittäin happamasta -0.5 lukemasta aina emäksiseen arvoon 13 asti. Monisoluisille organismeille skaala on vaatimatttomammin välillä 0-10 mutta on muistettava, että arvo 0 vastaa elämistä vahvassa happokylvyssä. Elinympäristöjä ovat esimerkiksi merenpohjan mustat savuttajat, kuumat happamat lähteet ja emäksiset järvet.
Samalla periaatteella voidaan määritää elämän esiintymisen fysikaalisia ja geokemiallisia rajoja ottaen huomioon muitakin tekijöitä, kuten paine, happipitoisuus tai sen puute, säteilyolosuhteet ja vaikkapa muut kemiallisesti haastavat olosuhteet. Tämän jälkeen voidaan arvioida planeettojen olosuhteita kaiken olemassaolevan tiedon valossa ja määrittää niiden sopivuutta eläviksi planeetoiksi. Prosessissa tarvitaan tietenkin runsaasti yksinkertaistuksia, oletuksia ja karkeita arvioita mutta sekin on parempi kuin ei mitään.
Ongelmista ilmeisin on, että osaamme määritellä elämälle suotuisia elinympäristöjä vain suhteessa niihin olosuhteisiin, joissa tiedämme Maan elämän selviävän. Kaikki saadut tulokset ovat siten vääristyneet Maapallon elämän vaatimusten mukaisiksi. Vaikka pyrkimystä objektiivisuuteen ja pois maakeskeisestä ajattelusta olisikin, on täysin mahdotonta tietää voisiko jokin elinympäristö olla elinkelpoinen, jos sellaista ei esiinny Maapallolla tai jos Maan elämä ei kykene elämään siinä.
Seuraavana ilmeisenä ongelmana on määrittää mitä tarkoitetaan superelinkelpoisella planeetalla. Ilmeisiä tapoja on laskea sen biomassan tai lajikirjon määrää, jota planeetta kykenee ylläpitämään mutta asiaan vaikuttavat myös evolutiiviset innovaatiot, evoluutiohistoria ja siten puhdas sattuma. Voidaan esimerkiksi kuvitella olosuhteiltaan paljon Maapalloa elinkelpoisempi ja elämälle (joillakin kriteereillä) suotuisampi planeetta, jonka pinnalla esiintyy vain bakteereja, koska mitokondrioksi kutsuttua tehokkaan aineenvaihdunnan mahdollistavaa bakteerien symbioosia ei ole muodostunut ja siten monisoluisuus ja pitkät ravintoketjut eivät ole tulleet mahdollisiksi. Se, täyttääkö planeetta todellisuudessa oman elinkelpoisuuspotentiaalinsa on kuitenkin kaiketi oma kysymyksensä.
Superelinkelpoisuus käytännössä
Superelinkelpoisuuden käsitteen esittelivät Rene Heller ja John Armstrong (2). Tähtitieteellisten havaintojen ja geofysikaalisten ja -kemiallisten olosuhteiden kontekstissa sen voidaan sanoa tarkoittavan planeettoja, jotka täyttävät seuraavat kriteerit (1):
- Kiertorata oranssin tähden ympärillä: Oranssit K-spektriluokan kääpiötähdet elävät Aurinkoa kauemmin ja tarjoavat siten Aurinkoa stabiilimman ja pitkäikäisemmän elinkelpoisen vyöhykkeen. Vaikka punaiset kääpiötähdet ovat vielä sitäkin pitkäikäisempiä, niiden elinkelpoiset vyöhykkeet ovat niin lähellä tähtien pintoja, että vuorovesivoimat saavat planeetat näyttämään aina saman puoliskonsa tähdelleen. Se taas aiheuttaa valtavia lämpötilaeroja ja heikentää planeettojen elinkelpoisuutta.
- 5-8 miljardin vuoden ikä: Maapallolla monisoluisen elämän kehittymisessä kesti 4 miljardia vuotta. On siten luultavaa, että aivan nuorella planeetalla elämä ei ole vielä saavuttanut täyttä kukoistustaan biomassan tai -diversiteetin maksimin muodossa. Liian vanhojen planeettojen ytimet taas ovat saattaneet jäähtyä liikaa, jolloin geologinen aktiviteetti hidastuu ja heikentää elinkelpoisuutta. Planeetan todennäköisyys steriloitua valtavan asteroidin törmäyksestä kasvaa myös, kun tarkasteltava aikaväli kasvaa.
- Kooltaan 10%, massaltaan 50% Maata suurempi: Maata suuremmalla planeetalla on enemmän pinta-alaa ylläpitää biosfääriä. Liian suuri planeetta kuitenkin on heikentynyt elinkelpoisuudeltaan paksun kaasukehän ja sen tuottaman voimakkaan kasvihuoneilmiön vuoksi. Liian keveät planeetat taas jäähtyvät nopeasti ja menettävät kaasukehäänsä avaruuteen, mikä heikentää elinkelpoisuutta.
- Maata 5°C korkeampi pintalämpötila: Maapallolla eniten elämää esiintyy trooppisissa sademetsissä. Hiukan Maata lämpimämmällä planeetalla vastaavia olosuhteita voisi esiintyä paljon laajemmalla alueella, vaikka itse päiväntasaaja saattaisikin olla liian kuuma ja siksi aavikoitunut. Vieläkin kuumempien planeettojen pinnalla vain heikosti elämälle soveltuvat aavikot olisivat liian laajoja. Maata kylmemmillä planeetoilla laajat jäätiköt heikentävät elinkelpoisuutta.
- Kostea, happipitoinen kaasukehä: Trooppiset olosuhteet vaativat paljon kosteutta ja reaktiivista happea vaaditaan tehokkaaseen aineenvaihduntaan, joka mahdollistaa pitkät ravintoketjut ja siten korkean biodiversiteetin tason.
- Vaihteleva pinta: Biodiversiteetti on maksimissaan, kun pintaolosuhteet ovat mahdollisimman vaihtelevat. Tämä tarkoittaa paljon matalia meriä ja saaristoja. Tämä perustuu siihen havaintoon Maapallolta, että historiassa biodiversiteetti on ollut rikkainta, kun rantaviivaa on ollut eniten. Mantereiden puolestaan muodostettua Pangaeaksi kutsutun supermantereen, biodiversiteettiä oli vähemmän.
- Suuri kuu: Verrattaen massiivisen kuun olemassaolo stabiloi planeetan pyörimisen ja siten olosuhteet, jotta biodiversiteetti ja -massa ehtii maksimoitua. Kuun aikaansaamat vuorovedet myös lisäävät elinympäristöjen monimuotoisuutta.
- Laattatektoniikka ja geologinen aktiivisuus: Geologinen aktiviteetti aikaansaa mannerten uudistumista ja siten ravinteiden kierrätystä elävien organismien käytettäväksi. Sula magma maan vaipassa ja ytimessä myös tuottaa Maan magneettikentän, joka suojaa pinnalla eläviä organismeja avaruuden suurienergisiltä hiukkasilta ja Auringon hiukkastuulelta.
Lista ei ole kattava mutta se antaa kuvaa superelinkelpoisen planeetan olosuhteista. Vaikka jokaista kohtaa voikin kritisoida varsin hyvin perustein, luettelo tarjoaa ainakin jonkinlaisen lähtökohdan sille, minkälaisia planeettoja kannattaa koettaa havaita, jotta maksimoitaisiin mahdollisuus löytää eläviä planeettoja. Luettelon voimakkaan maakeskeisyyden lisäksi ongelmaksi muodostuu se, mitä eksoplaneettojen ominaisuuksia voidaan havaita. Suureksi osaksi tunnemme vain planeetojen radan ominaisuudet ja niiden koon tai massan — vain harvoin tunnemme molemmat ja voimme arvioida keskitiheyttä ja siten koostumusta. Tunnemme lisäksi tähtien ominaisuudet riittävän tarkasti, jotta voimme laskea planeettojen radallaan kohtaamat säteilyolosuhteet ja arvioida niiden pintalämpötiloja. Koostamalla nämä tiedot yhteen, saadaan arvioita sille, kuinka elinkelpoisia tai jopa superelinkelpoisia planeettoja tunnettujen eksoplaneettojen joukossa esiintyy.
Tarkastelemalla tunnettujen eksoplaneettojen tunnettuja ominaisuuksia ja vertaamalla niitä elinkelpoisuutta maksimoiviin ominaisuuksiin, Schulze-Makuch kollegoineen onnistui tuottamaan luettelon parhaimmista kohteista. Kaikki luetteloon kelpuutetut 24 planeettaa ovat Kepler-avaruusteleskoopin havaitsemia planeettakandidaatteja. Ne ovat lisäksi hyvin kaukaisissa, useiden satojen tai tuhansien valovuosien päässä Aurinkokunnasta sijaitsevissa planeettakunnissa. Tutkijoiden päällimmäisenä tavoitteena ei kuitenkaan ollut luoda luetteloa elinkelpoisimmista planeetoista, vaan vain kiinnittää huomiota siihen, että superelinkelpoisia planeettoja voi hyvinkin olla olemassa ja niitä saattaa olla jopa jo löydettyjen muutaman tuhannen eksoplaneetan joukossa.
Koska tarkasteltavana on vain neljä parametria, joista saadaan havaitsemalla tietoa, elinkelpoisuutta voidaan arvioida vain suhteessa niihin. Ne ovat listattujen ominaisuuksien kohdat 1-4, joita määrittävät karkeasti tähden massa ja ikä sekä planeetan kiertorata ja koko. Luettelossa on kaksi kohdetta, jotka ovat superelinkelpoisia kolmen ominaisuuden suhteen, mikään tunnetuista planeetoista ei yllä superelinkelpoiseksi kaikkien neljän suhteen. Kohde KOI 5554.01 on muutoin optimaalinen — suunnilleen Maan kokoinen, hiukan Maata vanhempi ja aavistuksen lämpimämpi — mutta se kiertää auringonkaltaista tähteä, joten sen olosuhteet tuskin pysyvät stabiileina ja elämälle otollisina Maata kauempaa. Toinen kandidaatti, KOI 5715.01, kiertää Aurinkoa pitkäikäisempä oranssia kääpiötähteä, on miljardin vuoden verran Maata vanhempi ja pinnaltaan Maata lämpimämpi, jos planeetan kaasukehä tarjoaa hiukankaan lämmitystä kasvihuoneilmiön muodossa. Ongelmana on, että KOI 5715.01 on noin kaksi kertaa Maata suurempi, ja sen elinkelpoisuus saattaa sen vuoksi olla heikentynyt — kaksi kertaa Maan kokoinen planeetta on luultavasti 6-10 maanmassainen kappale ja siten aivan liian paksun kaasukehän peitossa ja liian kuuma ollakseen elinkelpoinen.
Emme tiedä havaittujen planeettojen ominaisuuksista tarpeeksi voidaksemme arvioida niiden elinkelpoisuutta mutta se ei ole oikeastaan edes tärkeää tässä vaiheessa. Tärkeämpää on kyetä arvioimaan minkälaisia planeettoja kannattaa tulevaisuudessa tarkkailla tiiviimmin elämän merkkien etsimiseksi. Siinä mielessä superelinkelpoiset planeetat ovat jopa parempia kohteita kuin maankaltaiset kohteet (Kuva 1.). Kepler-avaruusteleskoopin havaitsemat maailmat eivät ole riittävän lähellä, jotta niistä saataisiin merkittävästi tarkempaa tietoa edes suuremmilla ja paremmilla lähitulevaisuudessa käyttöön otettavilla teleskoopeilla. Mutta superelinkelpoisuuden käsitettä ja mittareita voidaan soveltaa aivan mainiosti myös lähitähtien planeettakuntiin.
Lähin tähtemme, alpha Kentauri B, tarjoaa oranssina kääpiötähtenä potentiaalisen superelinkelpoisten maailmojen järjestelmän. Sen kiertoradalta ei tunneta planeettoja mutta Maata vain hiukan suurempien kappaleiden havaitseminen ei ole vielä ollut edes mahdollista. Ehkäpä superelinkelpoisia planettoja on kaikkialla, kunhan vain opimme etsimään niitä. Sitä tähtitieteilijät ainakin ovat kiivaasti opettelemassa.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lähteet
Kuumien neptunusten hautausmaalla
Uloin Aurinkokunnan kahdeksasta virallisesta planeetasta, Neptunus, on toinen järjestelmämme ”jääjättiläisistä”. Nimityksellä viitataan siihen tosiasiaan, että Uranus ja Neptunus ovat jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, massaltaan noin 15 ja 17 kertaa Maan kokoisia. Ne ovat radoillaan Aurinkokunnan viileissä ulko-osissa, jossa on niin kylmä, että vesi esiintyy vain kiinteänä jäänä. Auringon lämmittävä säteily on vain hyvin vähäistä Järjestelmämme laitamilla, joten Neptunus ja Uranus vaeltavat rauhallisesti radoillaan äärimmäisessä kylmyydessä ja ikuisessa hämärässä. Alue on niin kaukainen, että planeettojen pintaan osuu vähemmän Auringon säteilyä kuin ne säteilevät itse muodostumisestaan jäljelle jäänyttä lämpöä.
Vesi on maailmankaikkeuden yleisin yhdiste ja on siksi pääroolissa muodostamassa ulkoplaneettojen siemeniä, protoplaneettoja, joista Uranus ja Neptunuskin ovat syntyneet. Vaikka niitä ympäröi paksu, pääasiassa vedyn ja heliumin muodostama kaasuvaippa, planeetat koostuvat lähinnä vedestä, ammoniakista ja metaanista. Aivan ytimessä on raudasta, nikkelistä ja silikaateista koostuva ydin. Vesi ei ole planeettojen sisäosien kuumuudessa ja kovassa paineessa kiinteänä jäänä, joten ”jääjättiläinen” on terminä jokseenkin harhaanjohtava. Se kuitenkin kuvaa tilanneta planeettojen pinnalla — lämpötila Neptunuksen kaasukehän yläosissa on noin 200 astetta pakkasen puolella.
Kylmistä neptunuksenkaltaisista planeetoista ei ole olemassa runsaasti havaintoja toisten tähtien kiertoradoilla. Ne ovat liian himmeitä, jotta havainnot onnistuisivat suoran kuvaamisen keinoin ja niiden kiertoradat ovat aivan liian pitkiä, jotta havaintoja voitaisiin tehdä epäsuorista menetelmistä astrometrialla, Doppler-spektroskopialla tai ylikulkumenetelmällä. Niitä on kuitenkin havaittu mikrolinssimenetelmällä ja galaktisessa planeettapopulaatiossa neptunuksenkaltaiset jääjättiläiset ovat todennäköisesti planeettakuntien kylmien ulko-osien yleisimpiä planeettoja. Niiden erikoiset, lämpimämmät serkut ovat nekin erittäin yleisiä Auringon lähinaapuruston tähtien järjestelmissä.
Jotkut neptunukset ovat lämpimiä. Vaikka ne eivät mitä luultavimmin voikaan syntyä kovinkaan lähellä tähtiään, planeettakuntiensa viileämmissä osissa alkunsa saaneet kaasuplaneetat voivat muuttaa lämpimämpiin olosuhteisiin. Sellaisia tunnetaankin useita kiertämässä lähitähtiä — Kepler-avaruusteleskoopin havainnot sekä lukuisat radiaalinopeushavaintojen avulle tehdyt löydöt kertovat lämpimien neptunusten olevan erittäin yleisiä mutta kuumia neptunuksia on vain hyvin harvassa (2). Joskus niitäkin kuitenkin löytyy.
Kuumilla neptunuksilla tarkoitetaan planeettoja, jotka ovat massaltaan noin Neptunuksen kokoisia mutta jotka kiertävät tähteään aivan sen vieressä. Niiden ratajaksot ovat korkeintaan vain muutamia päiviä. Vaikka neptunukset ovat yleisiä kiertoradoilla, joiden ratajakso on suunnilleen kymmenestä päivästä sataan päivään, niiden puuttuminen aivan tähtien lähettyviltä vaikuttaa erikoiselta. Massiivisempia kuumia jupitereja ja pienempiä kuumia kiviplaneettoja on runsaasti mutta kuumat neptunukset ovat harvinaisia. Syynä on luultavasti se, että kuumat neptunukset kokevat muodonmuutoksen, menettävät kaasukehänsä ja muutuvat pienemmiksi kiviplaneetoiksi. Jennifer Burtin johtama tutkimusryhmä kuitenkin löysi sellaisen kiertämässä yhtä TESS-avaruusteleskoopin kohteista nimeltä TOI-824 (3).
TESS-avaruusteleskoopin kiinnostavien kohteiden luettelon kohde numero 824 on aivan tavallinen, noin 64 parsekin päässä Auringosta sijaitseva oranssi kääpiötähti. Se himmeneen säännöllisesti Neptunusta jonkin verran pienemmän planeetan kulkiessa tähden editse aina 1.4 päivän välein. Ylikulkujen ominaisuudet on verrattaen helppoa määrittää TESS-avaruusteleskoopin tarkoista kirkkausmittauksista. Ne kertovat planeetan koosta ja sen kiertoradan ominaisuuksista mutteivät juuri muuta — siksi Burtin johtama ryhmä teki parhaansa havaitakseen himmeänä taivaalla näkyvää kohdettaan myös spektroskooppisesti, saadakseen selville sen massan. Tarkkuutta vaativat radiaalinopeusmittaukset onnistuivat ja tarjolla oli yllätys. TOI-824 b on massaltaan neptunuksenkokoinen planeetta keskellä kuumien Neptunusten autiomaata.
Havaintojen perusteella TOI-824 b on poikkeuksellinen kiertolainen. Se on kestänyt iäkkään tähtensä voimakkaassa säteilyssä miljardeja vuosia menettämättä kaasukehäänsä toisin kuin lukuisat kaltaisensa planeetat. Muut kuumat neptunukset menettävät tyypillisesti kaasukehänsä tähden voimakkaan säteilyn kiehuttaessa sen avaruuteen miljoonien ja miljardien vuosien kuluessa. Silloin jäljelle jää vain korventunut kivinen ydin, joka näyttäytyy kuumana kiviplaneettana. Siten kuumia neptunuksia ei ole löytynyt kuin kourallinen — huomattavasti vähemmän kuin pienempiä kuumia kiviplaneettoja, joiden havaitseminen on huomattavasti vaikeampaa. Miksi KOI-824 b on säilyttänyt kaasukehänsä niin lähellä tähteään?
TOI-824 b on halkaisijaltaan vain noin 75% Neptunuksesta, vaikka onkin massaltaan yhtä suuri. Se on siis kuin aavistuksen tiukemmin pakkautunut Neptunus, koostuen keskimäärin hiukan painavammista aineista. Sen kaasukehä on siten ohuempi kuin Neptunuksella ja ydin suurempi — ja koska planeetan pinnan vetovoima on Neptunusta suurempi, sen kaasukehä ei karkaa avaruuteen yhtä helposti kuin muilla kuumilla neptunuksilla. Voimakkaan säteilyn korventamana, TOI-824 b on luultavasti menettänyt osan kaasukehänsä vedystä ja heliumista avaruuteen, mikä on kutistanut planeettaa ja saanut sen keskitiheyden kasvamaan tyypillistä neptunusta suuremmaksi. Burtin kansainvälinen tutkijaryhmä löysi siis planeetan, joka on parhaillaan kiehumassa oman kiertoratansa hornankattilassa ja menettämässä kaasukehäänsä avaruuteen. TOI-824 b on muutoksen kourissa mutta muutos on niin hidasta, että planeetta on toistaiseksi luokiteltavissa kuumaksi neptunukseksi.
Tarkasteltaessa planeettaa lähemmin, sen 18.5 Maapallon massa ja 2.9 Maapallon säde antavat viitteitä TOI-824 b:n koostumuksesta (Kuva 2.). Vesi on yleinen planeettojen rakennusaine mutta TOI-824 b:n koostumus on yhteensopiva jopa 75-100% vedestä muodostuneen planeetan kanssa (3,4). Planeetat kuitenkin muodostuvat raudasta, nikkelistä ja silikaateista koostuvan ytimen ympärille, joten TOI-824 b:n massa ja koko sallivat vedyn ja heliumin muodostavan kaasukehän olemassaolon. Todennäköisesti planeetan ydin muodostaa sen massasta neljänneksen, sitä ympäröivä vaippa runsaan kolmanneksen ja vesi noin kolmanneksen. Vesikerroksen päällä on luultavasti vedyn ja heliumin muodostama kaasukehä, joka on huomattavasti ohuempi kuin Neptunuksella, muodostaen vain noin 3% planeetan massasta (3). Tämä kaikki on kuitenkin ainoastaan valistunutta arvailua, tieteellistä spekulaatiota, joka perustuu vain kouralliseen planeettoja, joiden koostumusta on voitu selvittää edes alustavasti.
Vaikka TOI-824 b on erikoinen planeetaksi, se ei ole niin erikoinen kuin toinen tuore löytö, LTT 9779 b. Santiagon yliopiston James Jenkins ryhmineen löysi TESS-teleskoopin havainnoista aivan mahdottomalta vaikuttavan, ultrakuumaksi neptunukseksi luokitellun planeetan kiertämässä auringonkaltaista tähteä LTT 9779 (5). Lähes 2000 celciusasteen lämpötilassa hikoileva planeetta kiertää tähtensä vain 0.79 Maan päivässä. Se on niin lähellä tähteä ja niin kuuma, että planeetan koostumusta on vaikeaa selittää — vaikuttaa mahdottomalta, että massaltaan 29 Maapallon kokoinen planeetta voisi ylläpitää paksua vedyn ja heliumin vaippaa tähden brutaalin säteilyn korventamana. Jotakin erikoista on täytynyt tapahtua, jotta kappale voi olla olemassa.
Neptunuksenkaltainen tiheys ei sinällään ole omituista planeetalle, jonka kaasukehä on laajennut valtavassa kuumuudessa mutta jolla on verrattaen massiivinen ydin. Omituista on, että kaasu ei ole kiehunut kokonaan pois, koska LTT 9779 b:n vetovoima ei riitä pitämään kuumenneista, keveistä kaasuista kuten vety ja helium kiinni. Jenkins ryhmineen joutuikin spekuloimaan villeillä ehdotuksilla löytämänsä planeetan olemassaolon selittämiseksi. On mahdollista, että planeetta on juuri saapunut tähden lähietäisyydelle, ehkäpä kaoottisen planeettakunnan gravitaatiovuorovaikutusten ansiosta. Mutta se vaikuttaa epätodennäköiseltä. Siksi tutkijat arvelevat, että LTT 9779 b oli huomattavasti massiivisempi aiemmin, ja vaellettuaan liian lähelle tähteään menetti suuren osan kaasustaan tähteensä kaasun karattua planeetan vetovoimakentästä (sen Rochen pinnan ulkopuolelle) ja siten tähden pinnalle. Silloin alkujaan massiivinen kaasujättiläinen on voinut muuttua keveämmäksi neptunukseksi.
Vaihtoehtoisesti planeetta on muuttanut tähtensä lähelle hitaasti, tähden jo hiukan viilennyttyä nuoruutensa kirkkaamman vaiheen jälkeen, ja sen kaasuvaippa ei ole vielä ehtinyt kiehua pois valtaisassa kuumuudessa. Oikeaa vastausta on kuitenkin mahdotonta antaa ja muitakin vaihtoehtoja on. On kuitenkin selvää, että kyseessä on äärimmäinen kappale, joita ei ole aiemmin havaittu ja joita ei oikeastaan pitänyt olla edes olemassa.
Kuumien neptunusten autiomaa ei ole täysin asumaton. Kaikki neptunuksenkokoiset planeetat eivät kuole kuumien neptunusten hautausmaalla ja synny uudelleen kuumina kiviplaneettoina. Osa niistä, ehkäpä onnellisten sattumusten kautta, pystyy pitämään kaasuplaneettojen ominaispiirteensä jopa tähtiensä lähellä, polttavassa, kaasukehää kiehuttavassa kuumuudessa.
TOI-824 b on yksi kummajaisista, Neptunusta hiukan massiivisempi mutta sitä kooltaan pienempi, kompaktimpi planeetta. Se kiehuu hiljalleen ja menettää vedystä ja heliumista koostuvan kaasukehänsä uloimpien osien atomeita avaruuteen hitaasti soljuvana planetaarisena atomien virtana. Lopulta se menettää koko kaasukehänsä ja sen kaasukehän alla oleva vesi alkaa kiehua. Vesi kiehuu ja sen molekyylit hajoavat hiljalleen intensiivisen säteilyn vaikutuksesta. Happi muodostaa molekyylejä, jotka painuvat raskaampina alemmas ja reagoivat kuumuudessa muiden atomien kanssa. Vety vapautuu ja karkaa planeetan vetovoimakentästä kunnes kaikki vesi on mennyttä. TOI-824 b viettää vanhuutensa vuodet kivisenä, karrelle palaneena planeettana, jonka nykyisestä massasta jää jäljelle ehkäpä vain noin 10 Maan massan kivinen planeetta. Mutta ennen lopullista muutostaan, voimme havaita sen ominaisuuksia ja tutkia miten se hiljalleen läpikäy yhtä suurimmista muuntautumisleikeistä, joita universumistamme löytyy.
Planeetan LTT 9779 b kohtalo voi olla vieläkin karumpi. Se voi lopulta sulautua tähteensä ja kadota kokonaan. Toisena vaihtoehtona on, että planeetta vain kiehuu hiljalleen avaruuteen, menettäen muiden kuumien neptunusten tapaan kaasuvaippansa vuosimiljoonien ja miljardien kuluessa. Emme tiedä planeetan kohtaloa. Se tuottaa astronomeille päänsärkyä mutta se myös pitää heidät hereillä öisin.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lähteet
- Suzuki et al. 2016. The exoplanet mass-ratio function from the MOA II survey: Discovery of a break and likely peak at a Neptune mass. The Astrophysical Journal, 833, 145.
- Hsu et al. 2018. Occurrence rates of planets orbiting FGK stars: Combining Kepler DR25, Gaia DR2, and Bayesian inference. The Astronomical Journal, 158, 109.
- Burt et al. 2020. TOI-824 b: A new planet on the lower edge of the hot Neptune desert. The Astronomical Journal, accepted.
- Zeng et al. 2019. Growth model interpretation of planet size distribution. Proceedings of the National Academy of Sciences, 116, 9713.
- Jenkins et al. 2020. An ultrahot Neptune in the Neptune desert. Nature Astronomy.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 