Merenpinta vetykehän alla
Ernest Rutherfordin kerrotaan sanoneen, että tiede on joko fysiikkaa tai postimerkkien keräilyä. Lausahduksen taustalla on se ajatus, että useasta tieteenalasta puuttuvat perimmäiset lainalaisuudet, joita fysiikaalisesta maailmasta on löytynyt gravitaatiolaista ja yleisestä suhteellisuusteoriasta aina termodynamiikkaan ja kvanttimekaniikkaan asti. Muissa tieteissä vastaavia perustavanlaatuisia lainalaisuuksia on vain vähän, joten on jouduttu tyytymään asioiden luokitteluun ja kategorisointiin — hiukan kuin asetettaessa postimerkkejä järjestykseen niiden ominaisuuksien mukaan. Näkemystä voi hyvällä syyllä pitää loukkaavana ja muita tieteenaloja halventavana mutta esimerkiksi biologit kyllä tyypillisesti itsekin myöntävät, että ennen evoluutioteorian muodostamista oli vain vajavaisin tiedoin toteutettua taksonomiaa, jossa lajeja järjesteltiin ryhmiin ja luokkiin niiden ominaisuuksien mukaan.
Eksoplaneettatutkimus on suurelta osin edelleen postimerkkeilyä. Kyseessä on niin nuori tähtitieteen haara, että emme toistaiseksi edes tunne kuin kourallisen esimerkkejä siitä valtavasta planeettojen kirjosta, jonka maailmankaikkeus pitää sisällään. Luokittelemme ja kategorisoimme planeettoja kuten biologit lajeja ennen evoluutioteoriaa tietämättä tarkalleen minkälaisiin hierarkioihin niitä tulisi asettaa. Alalle tunnusomaista ovat jatkuvat uusien planeettatyyppien löydöt, kun astronomit saavat tarkempia tietoja havaitsemistaan planeetoista ja vertaavat niitä aiemmin tunnettuihin todeten, että tällaisia emme olekaan vielä nähneet. On omasta planeettakunnastamme tuttuja kiviplaneettoja ja kääpiöplaneettoja. On Neptunuksen kokoluokan jääjättiläisiä ja suurempia kaasujättiläisiä. Ja lisänä on valtaisa kirjo eksoplaneettoja minimaapalloista ja supermaapalloista aina minineptunuksiin ja eksentrisiin jupitereihin saakka. Planeettojen monimuotoisuus on huikaisevaa ja tietomme siitä tarkentuvat jatkuvasti.
Minineptunuksella tarkoitetaan planeettaa, jolla on merkittävä kaasuvaippa mutta joka on Neptunusta pienempi. Tarkemman tiedon puuttuessa, olemme vain päätyneet asettamaan kaikki merkittävän kaasuvaipan omaavat Neptunusta pienemmät planeetat yhteen lokeroon riippumatta siitä kuinka samankaltaisista kappaleista oikeastaan edes on kyse. Tyypillisesti planeettoja luokitellaan niiden koon tai massan avulla. Ylikulkuhavainnoista mitattu planeetan fyysinen koko antaa kuitenkin vain vähän tietoa sen ominaisuuksista. Samoin radiaalinopeusmenetelmällä mitattu massa, tai oikeastaan vain sen alaraja, antaa korkeintaan viitteitä siitä, millainen kappale on havaittu. Jos molemmat havainnot ovat olemassa, voidaankin sitten jo arvioida planeetan keskitiheyttä ja saada selville ensimmäisen asteen approksimaatio sen koostumukselle keskitiheyden avulla. Mutta sittenkin planeetasta tiedetään vain hyvin vähän.
Kun tunnemme planeetan kiertämän tähden ja kiertoradan ominaisuuksia, voimme arvioida planeetan tähdeltään saaman säteilyn määrää ja siten lämpötilaa. Lämpötila taas tarjoaa uuden ulottuvuuden planeettojen luokitteluun: puhumme kuumista jupitereista ja neptunuksista tai viileistä supermaapalloista tai jostakin muusta planeetan lämpötilan ja koon yhdistelmästä. Kaikkein mielenkiintoisinta on ollut koettaa löytää lämpimiä maapalloja — planeettoja, jotka ovat kooltaan samankaltaisia kuin Maa ja pintalämpötilaltaankin sellaisia, että vesi pysyy niiden pintaolosuhteissa nestemäisessä muodossaan. Ne ovat parhaita kandidaatteja eläviksi planeetoiksi mutta kaikki riippuu kolmannesta tekijästä. Planeettojen elinkelpoisuuden ratkaisee oleellisesti niiden koostumus ja erityisesti niiden kaasukehän ominaisuudet.
Cambridgen yliopiston tutkija Nikku Madhusudhan otti käyttöön käsitteen ’hyseaaninen planeetta’ kuvatakseen identifioimaansa minineptunusten luokkaa (1). Asiasta uutisoi myös Tähdet ja avaruus. Kyseessä on englanninkielen vetyä ja valtamerta tarkoittavien sanojen yhdistelmä. Sillä viitataan valtameriplaneettohin, joilla on merkittävä, suurelta osaltaan vedystä koostunut kaasukehä. Ne kykenevät Maata massiivisempina pitämään kiinnit vetymolekyyleistä kaasuvaipassaan ja niiden keskitiheys on tyypillisesti niin matala, että vesi muodostaa jopa kolmanneksen niiden massasta. Hyseaanisia planeettoja peittää siis ainakin satojen, jopa tuhansien kilometrien syvyinen valtameri, joka on piilossa verrattaen paksun kaasukehän tai -vaipan alla. Ne näyttävät lisäksi olevan varsin yleinen planeettojen luokka. Moni lähitähtiä kiertävä eksoplaneetta, kuten esimerkiksi K2-18 b (Kuva 1.), voidaan luokitella hyseaaniseksi planeetaksi — Madhusudhan ryhmineen tarjoaa esimerkeiksi 11 tunnettua eksoplaneettaa, joiden havaitut ominaisuudet ovat yhteensopivia hyseaanisen rakenteen kansssa.
Kaikki riippuu planeetan koostumuksesta. Hyseaaniset planeetat voivat olla kooltaan moninaisia, massaltaan jotakin kahden ja ehkäpä kymmenen Maan massan välillä, mutta oleellista on Maata pienempi keskitiheys. Pienempään keskitiheyteen päästään, kun merkittävä osa planeetan koostumuksesta on vettä, maailmankaikkeuden yleisintä yhdistettä. Tosin veden tarkka määrä ei ole kovin oleellista — kunhan sitä on riittävästi, jotta planeetan keskitiheys on tyypillistä maankaltaista kiviplaneettaa pienempi (Kuva 2.). Esimerkiksi kahden Maan massan kappale voi olla kooltaan 30% tai jopa 80% Maan halkaisijaa suurempi, ja planeetan ominaisuudet ja luokittelu pysyvät paljolti samoina. Parasta kuitenkin on, että planeettojen valtamerissä voi olla elämälle otolliset olosuhteet lähes riippumatta etäisyydestä tähdestään. Vesi vaikuttaa pysyvän nestemäisessä olomuodossaan vetyvaipan alla varsin helposti. Vain lähellä tähteä on niin kuumaa, että hyseaaniset planeetat kuumenevat liiaksi, menettävät vetypitoisen kaasukehänsä ja ehkäpä myös kaiken vetensä muuttuen karuiksi, kuumiksi supermaapalloiksi.
Merellisten minineptunusten elinkelpoisuus vaikuttaa odottamattomalta mutta se on seurausta runsaasta veden määrästä sekä siitä, että paksu kaasukehä tarjoaa sopivan paineen ja lämpötilan, jotta vesi pysyy nestemäisessä olomuodossaan tarjoten eläville organismeille elintilaa. Veden voi lisäksi havaita. Planeetan K2-18 b runsaan vedyn kyllästämästä kaasukehästä onkin havaittu selkeitä merkkejä vesihöyrystä (2), mikä tarjoaa suoraa tukea arvioille planeetan vetisestä koostumuksesta. Madhusudhan tutkimusryhmineen spekuloikin sillä, että hyseaanisten planeettojen voidaan ajatella tarjoavan mahdollisuudet uudenlaiselle elinkelpoiselle ympäristölle, joka olisi vieras omalle kallion, veden ja ilman vuorovaikutusten tarjoamalle biosfäärillemme. Jos hyseaaniset planeetat voivat olla eläviä, elinkelpoisten planeettojen määrä maailmankaikkeudessa on moninkertainen verrattuna siihen, mitä tähtitieteilijät ovat arvelleet — sopivia planeettoja nimittäin on paljon enemmän kuin perinteisiä, maankaltaisia elinkelpoisen vyöhykkeen planeettoja.
Yksi kuva arvioidusta hyseaanisesta elinkelpoisesta vyöhykkeestä kertoo enemmän kuin tuhat sanaa (Kuva 3.). Jos meriplaneetat voivat todellakin olla eläviä vetykehän alla, valtaosa maailmankaikkeuden elinkelpoisesta tilavuudesta on niiden sisuksissa. Elämää voi silloin esiintyä runsaasti erilaisilla tähtityypeillä, aina pienimmistä punaisista kääpiötähdistä, jotka ovat massaltaan vain 10% Auringon massasta, auringonkaltaisiin ja massaisiin keltaisiin kääpiötähtiin. Lisäksi, nestemäisen veden olemassaololla on voimakkaita rajoitteita vain aivan lähellä tähtiä, mistä minineptunuksia on joka tapauksessa havaittu vain kourallinen — hyseaanisia, nestemäistä vettä sisältäviä planeettoja voi olla laajalla skaalalla etäisyyksiä tähdistään.
Ennen pidemmälle vietyjä päätelmiä, on kuitenkin vastattava useisiin kysymyksiin hyseaanisten planeettojen luonteesta ja elinkelpoisuudesta. Onko niiden valtamerten pohjissa geologisesti aktiivisia paikkoja, joissa orgaanisten molekyylien tiheys voi saavuttaa elämän synnyn mahdollistavan suuruuden? Sopivat lämpötilaolosuhteet ja nestemäinen vesi eivät vielä riitä tekemään planeetasta elollista. Elämän on voitava saada alkunsa, emmekä tiedä onko se mahdollista massiivisen meriplaneetan valtameren pohjassa, jossa paine on niin suurta, että vesi voi olla jopa kiinteässä olomuodossaan, eksoottisena tyypin VII kristallina. On ainakin vaikeaa kuvitella miten orgaaniset molekyylit saataisiin reagoimaan keskenään tuottaen monipuolista biokemiaa ilman nestemäisen veden ja vulkaanisen kallion kosketuspintaa. Toinen kynnyskysymys on sopiva energiagradientti. Hyseaanisten planeettojen merissä paksu kaasukehä estää luultavasti säteilyn pääsyn pinnalle tehden fotosynteesistä mahdotonta ja valtamerten syvyys taas saattaa estää geotermisen energian laajamittaisen hyödyntämisen. Mikrobit voisivat varmasti elää ja kukoistaa hyseaanisten planeettojen merissä vaikkapa radioaktiivisen hajoamisen tuottaman energian turvin, ja geotermistä energiaakin saattaisi hyvinkin olla saatavilla syvällä valtameren pohjassa, mutta runsaasti vapaata energiaa vaativien monisoluisten eläimien ja pitkien ravintoketjujen olemassaolo saattaisi silti olla estynyttä.
Voimme samalla miettiä mitä mahdollisuuksia olisi havaita merkkejä mahdollisesti hidaskasvuisesta mikrobitason elämästä hyseaanisten planeettojen kaasukehissä. Paksu, alaosaltaan tiheä kaasukehä luultavasti ainakin tekee siitä hankalaa, ellei mahdotonta mutta havainnon mahdollisuutta ei voida sulkea poiskaan. Yksinkertaisia molekyylejä, kuten vaikkapa rikin, hiilen, kloorin ja typen yhdisteitä voitaisiin havaita kaasukehistä mutta esimerkiksi metaani ja ammoniakki voisivat esiintyä niissä aivan luonnostaan, joten yksinkertaiset jo lähitulevaisuudessa havaittavissa olevat biomarkkerit evät välttämättä riitä elämän merkkien varmistamiseen. Toisaalta, paksu kaasukehä tekee erilaisten molekyylien havaitsemisesta helpompaa, koska ylikulkujen yhteydessä käytetty transmissiospektroskopia tuottaa voimakkaampia havaintoja. Paksumpi kaasukehä tarjoaa suuremman alueen, jolta tähden valo suodattuu kaasukehän läpi havaintolaitteisiimme. Mutta yksinkertaisten biomarkkereiden ollessa riittämättömiä, paksu kaasukehä estää myös tehokkaasti elämän merkkien havaitsemisen esimerkiksi suoran kuvaamisen keinoin. Jos taas kaasukehä on hyvin ohut, planeetta vastaa tyypiltään valtameriplaneettaa, joiden on jo pitkään ajateltu olevan potentiaalisesti elinkelpoisia, jos ne ovat korkeintaan muutaman Maapallon verran massaltaan. Hyseaanisten planeettojen dilemma saattaakin olla vetypitoisen kaasuvaipan olemassaolo. Riittävän paksuna, se mahdollistaa valtameren pysymisen nestemäisenä laajalla skaalalla etäisyyksiä planeettakunnan keskustähdestä. Samalla paksu kaasuvaippa voi estää tehokkaasti havaitsemasta ratkaisevia merkkejä planeetan elävistä organismeista.
Meidän näkökulmastamme, hyseaanisia planeettoja saattaa siis vaivata kirous. Voimme havaita niiltä merkkejä elävistä organismeista vain, jos niiden vetypitoinen kaasukehä on ohuen puoleinen ja ne muistuttavat enemmän maankaltaisia valtameriplaneettoja. Ehkäpä olemme silloin palanneet takaisin lähtöruutuun. Meriplaneetat ovat hyviä kandidaatteja eläviksi planeetoiksi ilman vetypitoista vaippaansa, sijaitessaan perinteisellä elinkelpoisella vyöhykkeellä. On oltava riittävän lämmin, jotta veteen ei muodostu elämän merkit sisäänsä sulkevaa jääkuorta mutta riittävät viileää, jotta vesi ei höyrysty kaasukehään tekemään planeetasta valtaisaa, kuumaa ja kosteaa painekattilaa elämälle tuhoisin seurauksin. Hyseaanisten planeettojen olemasaolo uutena planeettojen luokkana on sekin epävarmaa. Todennäköisesti planeetoilla on monenlaisia tapoja asettua alkeellisiin lokeroihimme massan, säteen ja lämpötilan suhteen. Siksi eksoplaneettatutkimus on edelleen postimerkkeilyä — ja erittäin jännittävää sellaista. On täysin mahdotonta ennustaa minkälainen maailma odottaa karkeaa luokitteluamme jo heti seuraavan kohteen havaintoja analysoidessamme.
Emme kuitenkaan ole maailmankaikkeuden napa, ja elämälle on aivan samantekevää kykenemmekö me havaitsemaan sitä. Hyseaanisten planeettojen valtamerten elämä, jos sitä on, voi hyvin ja kukoistaa riippumatta sitä osaammeko nähdä siitä merkkejä vai emme.
Otettuani käyttöön termin ’hyseaaninen’, havaitsin, että sitä käytti ensimmäisenä Tekniikka jaTalous -julkaisun toimittaja Matti Ranta. Se on terminä oikein mainio, onhan suomenkielessä käytössä myös esimerkiksi ’oseaaninen’, tarkoittamassa merellistä tai mereen liittyvää. Se, vakiintuuko termi käytettäväksi tähtitieteilijöiden ja tieteestä kirjoittavien keskuudessa on kuitenkin epävarmaa.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
Punaisen taivaan paradoksi
Kuinka monta elävää planeettaa galaksissamme on? Kuinka monella niistä kehittyi monisoluista elämää, monimutkaisia ravintoketjuja, älykkyyttä tai tekninen sivilisaatio? Minkälaisten tähtien kiertoradoilta voimme löytää biosfääriä ylläpitäviä planeettoja? Kuinka yleistä elämä on maailmankaikkeudessamme? On helppoa kysyä valtaisan mielenkiintoisia tieteellisiä kysymyksiä mutta niihin vastaaminen on lähestulkoon mahdotonta perustuen niihin tietoihin, joita meillä on. On vain yksi esimerkki elävästä planeetasta ja sen käyttäminen suurten elämän yleisyyttä koskevien kysymysten arviointiin on päätähuimaavaa ekstrapolointia ja tieteellistä varomattomuutta.
Yleisemmin, todennäköisyyksien arvionti perustuen ainutkertaisiin tapahtumiin on tieteellisesti tarkasteltuna äärimmäisen hankalaa ja suureksi osaksi täysin turhaa. Voimme tehdä päätelmiä elämän yleisyydestä maailmankaikkeudessa vain subjektiivisesti, koska ennakko-oletuksemme vaikuttavat tuloksiin voimakkaammin kuin yksittäinen havaintomme. Pohjimmiltaan on kyse siitä, että tunnemme vain yhden elävän planeetan kiertämässä yksittäistä tähteä. Tunnemme vain yhdenlaisen elämän biokemian, joka syntyi yhden planeetan tietynlaisista geokemiallisista sykleistä ja jonka ainutkertainen evoluutiohistoria tarjoaa vain yksittäisen esimerkin. Emme tiedä mitkä omaa elävää planeettaamme koskevat tiedon muruset voidaan yleistää koskemaan kokonaista planeettojen populaatiota edes omassa galaksissamme. Aina voimme kuitenkin yrittää tehdä valistuneita arvauksia.
Tiedämme galaktisesta tähtinaapurustostamme sen, että valtaosa tähdistä on punaisia kääpiötähtiä, jotka ovat Aurinkoa pienempiä niin massaltaan kuin kirkkaudeltaankin ja loistavat voimakkaimmin punaisella näkyvän valon alueella. Tiedämme varsin hyvin myös sen, että keskimäärin jokaista punaista kääpiötä kiertää noin yksi kivinen planeetta sellaisella etäisyydellä tähdestään, että planeetan pinnalla voisi olla elämälle otolliset lämpötilaolosuhteet. Lisäksi, punaiset kääpiöt elävät vähintäänkin kymmeniä kertoja kauemmin kuin auringonkaltaiset tähdet, mikä takaa niiden planeettakunnille stabiilit olosuhteet kymmenien, jopa satojen vuosimiljardien ajaksi. Kaikkein lähin tuntemamme eksoplaneetta, Proxima b, on juuri sellainen maailma, mikä osoittaa sekin osaltaan, että tilastolliset arviomme punaisia kääpiötähtiä kiertävien planeettojen yleisyydestä pätevät jopa aivan lähimpiin tähtinaapureihimme. Mutta omalla taivaallamme loistaa keltainen tähti, joka on galaksimme mittakaavassa jo paljon harvinaisempi. Kun punaisia kääpiöitä on kaikista tähdistä noin kolme neljännestä, keltaisia auringonkaltaisia tähtiä on vain noin viisi prosenttia. Onko kyse puhtaasta sattumasta vai voimmeko vetää jotakin johtopäätöksiä siitä, että taivaallamme loimottaa punaisen sijaan paljon harvinaisempi keltainen plasmapallo?
Vaikka yhdysvaltalainen tähtitieteilijä David Kipping onkin nimennyt kysymyksen huomiota herättääkseen ”punaisen taivaan paradoksiksi” (1), ei kyseessä tarvitse olla minkäänlainen paradoksi tai edes selitystä kaipaava asia. Voi olla mahdollista, että olemme syntyneet epätodennäköiseen paikkaan keltaisen auringon kiertoradalle täysin sattumalta — siitäkin huolimatta, että meidät löytää juuri tällä hetkellä, tähtien määrän ja eliniän huomioiden, kertoimella 100 epätodennäköisemmin juuri täältä kuin punaisen kääpiön kiertoradalta. Tässä mielessä olemme siis sattumalta erityislaatuisessa paikassa, keskimääräisistä elämän kehdoista poikkeavalla planeetalla. Mutta silloin tulemme myöntäneeksi olevamme erityisasemassa ja rikomme ajattelussamme perinteikästä kopernikaanista periaatetta, jonka mukaan Maapallossa ja Auringossa ei ole mitään erityistä tai erikoista, eivätkä ne ole minkäänlaisessa erityisasemassa galaksissamme tai maailmankaikkeudessamme. Voisiko taustalla siis olla jotakin muutakin?
Voimme seurata Kippingin päättelyketjua, ja laskea todennäköisyyden sille, että älykästä elämää syntyi juuri tälle planeetalle, G-spektriluokan keltaisen kääpiötähden kiertoradalle. Se on noin yksi mahdollisuus sadasta huomioidessamme tähtien yleisyyden ajassa ja avaruudessa. Silloin kuitenkin huomaamme, että yhtä auringonkaltaisen tähden älykästä elämää ylläpitävää järjestelmää kohti, yksittäisenä ajanhetkenä, on olemassa noin 100 samanlaista järjestelmää M-spektriluokan punaisten kääpiöiden ympärillä. Jos siis olemme täällä sattumalta, ylivoimainen valtaosa kaikesta älykkäästä elämästä löytyy punaisen taivaan alta. Tällä tavalla ajateltuna paradoksi muuttuu hetkessä ilmeiseksi. Kipping ei edes huomioi havaittuja tietoja planeettojen yleisyydestä. Auringonkaltaisilta tähdiltä löytää keskimäärin noin 0.05 lämpötilaltaan ja kooltaan maankaltaista planeettaa mutta M-spektriluokan tähdille niitä on keskimäärin peräti yksi per tähti. Siten todennäköisyys, jolla taivaallamme on keltainen tähti on suunnilleen yksi kahdestatuhannesta — olettaen, että elämä voi syntyä ja kehittyä samalla tavalla riippumatta tähdestään. Ja kun punaisten kääpiötähtien planeettakuntien älykäs elämä on näillä oletuksilla niin paljon yleisempää, törmäämme välittömästi Fermin paradoksiin — voiko jokin kosminen tekijä tehdä älykkäästä elämästä punaisen taivaan alla epätodennäköisempää kuin maankaltaisilla planeetoilla auringonkaltaisten tähtien järjestelmissä?
Punaisen taivaan näennäiselle paradoksille on olemassa muitakin ratkaisuja, joista Kipping nimeää julkaisemassaan artikkelissa kolme (1). Jos älykkään elämän kehittyminen on yksinkertaisesti todennäköisempää auringonkaltaisen tähden järjestelmässä, huomioiden erot tähtien eliniässä, on seurauksena se, että punaisten kääpiöiden älykkään elämän on oltava ainakin kaksi kertaluokkaa harvinaisempaa. Se on täysin mahdollista, vaikka emme osaakaan arvioida älyllisten organismien kehittymisen nopeutta ja esteitä erilaisissa planeettakunnissa. Toinen mahdollisuus on, että punaiset kääpiöt eivät pysy suotuisina älykkään elämän synnylle yhtä kauan kuin auringonkaltaiset tähdet. Erilaiset astrofysikaaliset prosessit, kuten tähtien aktiivisuus, purkaukset ja suurienerginen säteily voivat muuttua tähtien ikääntyessä muuttaen samalla elämän synnyn ja kehityksen mahdollisuuksia. On hyvinkin mahdollista, että punaisten tähtien järjestelmissä elämän kehittyminen on mahdollista esimerkiksi vain tähtien nuoruudessa, vain muutaman sadan miljoonan tai korkeintaan miljardin vuoden aikaikkunassa, mikä tarkoittaisi sitä, että löydämme itsemme todennäköisimmin auringonkaltaisen tähden kiertoradalta.
Kolmas ratkaisu on ehkäpä kaikkein todennäköisin. Ehkäpä vain äärimmäisen harva punaista kääpiötä kiertävä planeetta on ylipäätään elämän synnylle ja älyn kehitykselle suotuisa. Tällaista mahdollisuutta onkin ounasteltu, sillä punaisten kääpiöiden lämpötilansa puolesta elinkelpoiset planeetat kiertävät lähellä tähteään alttiina niin suurienergiselle säteilylle, hiukkastuulelle ja tähden purkauksille kuin vuorovesilukkiutumisellekin. Silloin todennäköisyys, että sopivat planeetat ovat menettäneet jopa kaasukehänsä tähtensä vihamielisessä säteily-ympäristössä, on auringonkaltaisten tähtien planeettoja suurempi. On mahdollista, että elämän ja siten älyllisen elämän edellytykset ovat vain heikommat punaisten kääpiöiden kiertoradoilla.
Yksi selittävä tekijä punaisten kääpiöiden elinkelpoisten planeettojen heikommalle kyvylle ylläpitää monimutkaisia biosfäärejä ja toimia siten älykkäiden organismien kehtoina saattaa olla saatavilla olevan säteilyenergian heikompi laatu. Vaikka lämpötila olisikin elämälle soveltuva, biosfäärin kehitystä saattaa haitata yhteyttämiseen sopivan säteilyn heikko intensiteetti punaisten kääpiöiden kiertoradoilla (2). Heikko valaistus saattaa estää kompleksisten yhteyttävien kasvien synnyn, runsaan perustuotannon ja siten monimutkaisten ravintoverkostojen kehittymisen. Se taas tekisi runsaasta biodiversiteetista riippuvaisista ravintoketjujen yläpäiden älykkäistä organismeista erittäin harvinaisia ja ratkaisisi osaltaan punaisen taivaan paradoksia.
Asiaan on tietenkin mahdotonta saada kattavaa vastausta ennen kuin kykenemme löytämään toisia esimerkkejä elävistä planeetoista tai älykkäistä sivilisaatioista. Voimme silti arvioida mikä on todennäköistä ja mikä ei tekemällä havaintoja tunnetusta eksoplaneettapopulaatiosta. Kyseessä on koko eksoplaneettoja tutkivan tähtitieteilijöiden yhteisön yhteinen projekti, joka etenee ehkäpä turhauttavan hitaasti mutta silti vääjäämättömästi kohti tarkentuvaa tietoa.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
Kilpajuoksu kohti punaisia aurinkokuntia
Saksalainen maisema on junan ikkunasta katsottuna varsin vaihteleva. Näyttää siltä kuin maa olisi peltojen, metsien ja sievien pikkukylien loppumaton tilkkutäkki tuulimyllyineen, jokineen ja viinitiloineen. Illuusio kuitenkin särkyy nopeasti, kun saapuu Hampurin suurkaupungin meteliin. Metsätkin olivat vain radan reunaan istutettuja plantaaseja ja näkösuojia, jotka estävät huomaamasta miten viljaa viljellään valtavissa monokulttuureissa, biodiversiteettiä halveksuvilla teollisilla tuotantoalueilla. Kehitys on vienyt mukanaan saksalaisen maaseutuidyllin ja tuonut tilalle tehomaatalouden ja alhaisten yksikkötuotantokustannusten tieltä hävitetyn luonnon.
Maan metsät eivät voi sen paremmin — lehtimetsän aikanaan kattama germaanisten heimojen asuttama alue on vaihtunut pelloiksi kauttaaltaan ja alkuperäiset metsät on jo kauan sitten hakattu pois häiritsemästä maatalouden kasvavia tuotantovaatimuksia. Vaikka noin kolmannes saksan maapinta-alasta on metsää, kyseessä ovat puuplantaasit lukuunottamatta joitakin kansallispuistojen rauhaan jätettyjä metsikköjä ja Schwarzwaldin vuoristoalueen havumetsiä.
Jatkan matkaa Hampurista etelään, kohti Göttingenin pientä kaupunkia Ala-Saksin osavaltiossa. Vuosi on 2011 ja olen matkalla tapaamaan toista nuorta tähtitieteilijää, Guillem Anglada-Escudea, joka on kutsunut minut vierailemaan Göttingenin yliopistolla kertomassa tutkimuksestani ja tulevaisuuden suunnitelmistani liittyen työskentelyyn eksoplaneettojen parissa. Yhteistyömme tuottaakin historiallisia tuloksia kulminoituen Aurinkokuntaa lähimmän eksoplaneetan, Proxima b:n löytöön, mutta en tietenkään tiedä sitä vielä.
Vuoden 2011 tapaamisemme keskittyi Doppler-spektroskopisen eksoplaneettojen havaitsemiseen sovelletun menetelmän tarkkuuden parantamiseen. Keskellä Werner Heiselbergin, Max Bornin, Paul Diracin, Max Planckin, Wolfgang Paulin ja muiden suurten 1900-luvun teoreettisen fysiikan nobelistien kotikaupunkia, suunnittelimme maankaltaisten planeettojen havaitsemiseen vaadittavan tarkkuuden saavuttamista puhtaasti data-analyysin keinoin. Ajatuksenamme oli yhdistää kaksi lähestymistapaa parantaa tarkkuutta eksoplaneettojen aiheuttamien signaalien havaitsemisessa. Guillem oli kehittänyt algoritmin tähden spektrien tehokkaampaan hyödyntämiseen laskettaessa tähtien näkösäteen suuntaista heilumista niitä kiertävien planeettojen vaikutuksesta. Minä taas olin kehittänyt entistä herkempiä menetelmiä planeettojen aiheuttaman heilahtelun erottamiseen tähden aktiivisuudesta ja teleskoopin ja instrumentin tuottamasta havaintoihin aiheutuvasta taustakohinasta. Tiesimme, että havaintoaineistoja käytetään tehottomasti. Tähtitieteilijät saattoivat käyttää satoja miljoonia uusiin teleskooppeihin mutta jättivät sijoittamatta muutamaan henkilötyövuoteen, jotta saataisiin lähes vastaava hyöty parantamalla ja tehostamalla havaintoaineistojen analyysimenetelmiä.
Osoittaaksemme menetelmien mukanaan tuoman herkkyyden paranemisen ja sen, että kykenisimme löytämään entistä pienempiä, jopa maapallonkaltaisia planeettoja, tarvitsimme esimerkkikohteen. Proxima Centaurin aineiston analysointi ei ollut vielä käynyt edes mielessä, vaan Guillem ehdoti testikohteeksi lähitähteä Gliese 676A, jota oli havaittu vuosien ajan HARPS-instrumentilla. Tähteä kiertämästä oli juuri raportoitu massiivinen kaasujättiläinen (1) mutta Guillemin mukaan tähden havainnoissa oli viitteitä muustakin.
”Kuin pyydystäisimme kaloja katiskasta.”
Ulkoplaneetat ja sisäplaneetat
Gliese 676A on osana kaksoistähteä, jonka komponentit, kaksi punaista kääpiötähteä, kiertävät toisensa noin 20 000 vuodessa. Komponentti A on tähdistä massiivisempi, noin 75% Auringosta ja sen kiertoradalta havaittiin vuonna 2009 valtaisa, noin viisi kertaa Jupiteria suurempi jättiläisplaneetta (1). Havainnoissa oli kuitenkin muutakin. Ne osoittivat muutoksia tähden nopeudessa — kiihtyvyttä, joka osoitti tähden liikkuvan jonkin toisenkin massiivisen kappaleen vetovoiman vaikutuksesta. Tähteä havainnut sveitsiläis-ranskalainen Thierry Forveillen tutkimusryhmä raportoi sen liikkeessä kiihtyvyyttä, jonka selittäisi sitä kiertävä toinen massiivinen planeetta tai ruskea kääpiötähti. Selittävänä tekijänä ei voinut olla kaksoistähden komponentti B, joka oli havaittavaa kiihtyvyyttä aiheuttaakseen aivan liian kaukana.
Huomasimme nopeasti, että Gliese 676A:n kiihtyvyys ei ole tasaista, vaan kasvavaa (Kuva 1. oikealla ylhäällä). Se tarjosi mahdollisuuden tutkia minkälainen kappale voisi vetovoimineen aikaansaada havaittua kiihtyvyyden kasvua. Keplerin lakien mukaisesti, Gliese 676A vaikutti liikkuvan avaruudessa kahden jättiläisplaneetan vetovoiman vaikutuksesta. Kävi ilmi, että tähteä heiluttavat valtavat kaasuplaneetat, jotka ovat molemmat massaltaan noin seitsemän Jupiterin kokoisia. Ne kiertävät tähtensä noin 1000 ja 7000 päivän kuluessa (2). Kuin Jupiter ja Saturnus, Gliese 676A:n ympärillä on ulkoplaneettojen järjestelmä — planeetat vain olivat tuttuja oman aurinkokuntamme kaasujättiläisiä huomattavasti massiivisempia ja lähempänä tähteään.
Huolellisen havaintomateriaalin analyysin jälkeen paljastui lisää. Saimme selville, että järjestelmän sisäosissa on kaksi pienempää planeettaa, noin neljä kertaa Maata massiivisempi kuuma supermaapallo ja toinen minineptunukseksi luokiteltava kuuma, luultavasti paksun kaasuvaipan omaava planeetta (Kuva 1.). Olimme onnistuneet osoittamaan analyysimenetelmiemme tehon tekemällä merkittäviä löytöjä Forveillen ryhmän keräämästä datasta. Tehokkaammilla menetelmillämme onnistuimme saamaan datasta selville kokonaisen planeettakunnan olemassaolon yhden jättiläisplaneetan sijaan.
Havainnot paljastivat tähden Gliese 676A olevan erittäin poikkeuksellisen planeettakunnan ympäröimä. Järjestelmä muistuttaa Aurinkokuntaa, koska se on samalla tavoin hierarkinen — Gliese 676A:n ulommat kaasuplaneetat kiertävät tähteä rauhallisilla radoilla, suhteellisen kaukana, järjestelmän viileissä ulko-osissa. Pienemmät sisäplaneetat taas ovat radoillaan lähempänä tähteä. Aurinkokunnan näkökulmasta on kuitenkin omituista, että kaikki planeetat ovat 5-10 kertaa suurempia kuin vastineensa, Aurinkokunnan sisä- ja ulkoplaneetat, mutta kiertämässä Aurinkoa pienempää tähteä. Lisäksi, punaisten kääpiötähtien jättiläisplaneetat ovat harvinaisia — keskimäärin punaisia kääpiöitä kiertää vähintään kolme planeettaa mutta jättiläisplaneettoja on vain noin yhdessä järjestelmässä kahdestakymmenestä (3).
Yhteistyöni Guillemin kanssa oli alkanut menestyksekkäästi mutta se oli vasta alussa. Olimme osoittaneet, että havaintojen tarkkuutta — ja siten niistä saatavan tiedon määrää — oli mahdollista kasvattaa puhtaasti matemaattisin, tilastollisin ja laskennallisin keinoin. Keskittymällä entistä tehokkaampaan havaintojen analysointiin oli jopa mahdollista havaita planeettoja, joita havainnot tehneet tutkijat itse eivät olleet nähneet. Päätimme kuitenkin testata menetelmiämme kattavammin. Hankin käsiini toisen läheisen punaisen kääpiötähden Gliese 163:n Doppler-spektroskooppiset havainnot, jotta voisimme koettaa menetelmiemme toimivuutta vielä toisenkin esimerkin kanssa. Harmiksemme tähden havainnoista vain noin 35% oli julkaistu — loput materiaalista oli vielä rajattu, tyypilliseen tapaan, vain tähteä havainnoineen saman sveitsiläis-ranskalaisen tutkimusryhmän käyttöön Euroopan Eteläisen Observatorion havaintoarkistossa. Päätimme silti selvittää mihin menetelmämme pystyisivät ja ryhdyimme aikaa vievään, vaivalloiseen datan analysointiin.
Tiukkaan pakatut planeettakunnat
Gliese 163:n järjestelmän eksoplaneetta sai löytyessään runsaasti julkisuutta. Se herätti huomiota, koska kyseessä on supermaapalloksi kutsuttu Maata massiivisempi planeetta, joka kiertää tähteään sen elinkelpoisella vyöhykkeellä. Vaikka Gliese 163 c on yli seitsemän kertaa Maata massiivisempi, se saattaa silti olla kiinteän pinnan omaava kiviplaneetta, ja löytö huomioitiin nopeasti kandidaattina eläväksi planeetaksi.
Planeetan Gliese 163 c löytö raportoitiin poikkeuksellisesti tähtitieteen konferenssissa vuoden 2012 syyskuussa ja tehdyistä havainnoista tai siitä, mitä tarkalleen oli löydetty, ei ollut tarjolla muuta kuin esitelmä muille tähtitieteilijöille. Tieteellistä artikkelia, dokumenttia, joka vaaditaan, jotta muut tähtitieteilijät voivat varmistua havainnon olevan tieteellisesti hyvin perusteltu, ei ollut olemassa. Yhdessä Guillemin kanssa ymmärsimme, että olimme myöhässä — olimme saaneet arkistoiduista havainnoista planeetan olemassaolon selville jo heinäkuussa mutta suunnittelemamme tieteellinen artikkeli oli vasta alkutekijöissään. Emme voineet enää raportoida uutta planeettaa, koska sen olemassaolo oli jo julkista tietoa. Kiirehdimme silti analyysiemme kanssa ja kirjoitimme artikkelin valmiiksi, jotta voisimme julkaista tuloksemme. Siitä alkoi yksi kiusallisimmista julkaisuprosesseista, joissa olen tieteellisen urani aikana ollut mukana.
Tieteessä varmistetaan uusien tutkimustulosten oikeellisuus käyttämällä vertaisarvioinniksi kutsuttua menetelmää. Ajatuksena on, että uudet tulokset lähetetään arvioitaviksi alan asiantuntijoille, jotka päättävät joko suositella tulosten ja niistä kirjoitetun artikkelin julkaisemista tai hylkäämistä. Arvioijat voivat myös suositella muutoksia ja korjauksia artikkeliin, jotta se saadaan muokattua heidän mielestään julkaisukelpoiseen kuntoon. Tällä tavalla voidaan varmistaa, että uudet tutkimukset on tehty tieteellisen metodin edellyttämällä huolellisuudella, olemassaoleva tieteellinen tieto huomioiden ja toimivia menetelmiä käyttäen. Virheet, epätarkkuudet tai huolellisuuden puute havainnoinnissa, niiden käsittelyssä ja johtopäätösten teossa, tulevat silloin armotta esiin, kun tavallisesti yhdestä kolmeen asiantuntijaa koettaa etsiä tutkimuksesta heikkouksia, jotka estäisivät julkaisemisen. Prosessin läpäissyt tiede ei välttämättä ole lopulta kaikilta osiltaan oikein, mutta epätieteellinen roska ja räikeät virheellisyydet karsiutuvat julkaistavien tulosten joukosta erittäin tehokkaasti.
Arvioijien valinnasta päättävät tieteellisten julkaisusarjojen toimittajat, jotka valjastavat alan parhaat asiantuntijat tarkastelemaan uusien tulosten laatua. Toimittajat ovat julkaisijan palkkalistoilla mutta arvioijat ovat tekemässä vapaaehtoistyötä — he eivät saa vaivannäöstään minkäänlaista korvausta, vaikka vastaavat julkaisusarjoille elintärkeästä laaduntarkastuksesta ja takaavat niiden luotettavuuden. Julkaisusarjat, usein kaupallisia, voittoatavoittelevia toimijoita, taas myyvät valmiit tieteelliset julkaisut lukijoilleen runsasta korvausta vastaan. Joskus arvioijat itsekin (tai heidän yliopistonsa) maksavat absurdisti pääsystä lukemaan tieteellisiä julkaisuja, joita ovat itse olleet arvioimassa.
Tieteentekijöiden hyväksikäyttö on institutionalisoitu liiketoimintamalli, jolle ei ole mitään kestäviä perusteita. Mutta julkaisupolitiikka on sekin subjektiivista ja toisinaan ongelmallista, joskus inhimillisistä vioista ja ominaisuuksista kärsivää toimintaa, josta pyrkimys objektiivisuuteen on kaukana. Joskus esiintyy jopa suoranaista epärehellisyyttä, kun kilpajuoksu merkittävistä löydöistä käy kuumimpana.
Havaitsimme tämän julkaistessamme Gliese 163:n planeettakunnasta raportoivaa artikkelia. Arvioija, jolle työmme oli lähetetty, viivytti sen julkaisua kaikissa käänteissä ja koetti estää sen julkaisun epätieteellisiin syihin vedoten ja maalitolppia siirrellen. Vikoja itse tutkimuksessa, menetelmissä tai tuloksissa ei ilmennyt. Viivyttelyn syy selvisi, kun otimme sen puheeksi julkaisun toimittajan kanssa. Arvioijamme oli kilpailevan tutkimusryhmän jäsen, sen saman ryhmän, jonka edustaja oli puhunut järjestelmän planeetoista syyskuisessa konferenssissa. Toimituksessa kuitenkin ymmärrettiin välittömästi syntynyt eturistiriita ja artikkelimme hyväksyttiin julkaistavaksi mutta vahinko oli jo tapahtunut. Gliese 163:n planeettakunnasta kertova kilpailevan ryhmän artikkeli oli hyväksytty julkaistavaksi samassa julkaisusarjassa omaamme ennen. Toimitus myönsi räikeän virheensä ja katsoi tarpeelliseksi varmistaa, että molemmat artikkelit ilmestyisivät samanaikaisesti. Ne julkaistiinkin rinta rinnan vuoden 2013 elokuussa (4,5), ja kunnia planeettakunnan löytämisestä jakautui lopulta tasan, molemmille tutkimusryhmille. On jälkikäteen tarkasteltuna erikoista, että arvioija ei missään vaiheessa suositellut artikkelimme julkaisua mutta se läpäisi silti vertaisarvioinnin. Tuolloin emme kuitenkaan asiasta välittäneet.
Julkaisussamme onnistuimme havainnollistamaan menetelmiemme toimivuuden ennenkuulumattomalla tavalla. Vaikka saimme käsiimme vain murto-osan tehdyistä havainnoista, kykenimme saamaan selville kokonaisen planeettakunnan olemassaolon aivan samalla varmuudella kuin kilpaileva tutkimusryhmä, jolla oli havaintoaineistoa lähes kolminkertainen määrä. Se ei tarkoita, että havaintoja olisi tarvittu vähemmän, vaan sitä, että tähtitieteilijät eivät kuulustelleet kallisarvoisia havaintojaan lähellekään tarpeeksi intensiivisesti saadakseen kaiken mahdollisen tiedon havaitsemastaan kohteesta. Ilmeisesti kilpailevassa ryhmässä ymmärrettiin, että olimme useita askeleita edellä havaintojen käsittelyn menetelmissä ja siksi artikkelimme julkaisua koetettiin viivytää epärehellisin keinoin.
Tähden Gliese 163 planeettakunta ja monet muut vastaavat löydökset osoittavat, miten supermaapallot ja minineptunukset muodostavat tyypillisesti verrattaen tiukkaan pakattuja planeettakuntia punaisten kääpiötähtien ympärille. Järjestelmässä on ainakin kolme planeettaa — kuuma minineptunus, lämmin supermaapallo, ja kylmä neptunuksenkokoinen planeetta. Näiden lisäksi on viitteitä yhdestä tai kahdesta muustakin kiertolaisesta mutta niiden olemassaolo ei ole täysin varmaa. Järjestelmässä on kuitenkin erilaisia planeettoja erilaisilla radoilla ja se tarjoaa mielenkiintoisen esimerkin monimuotoisesta planeettakunnasta, joka ei muistuta omaamme juuri miltään osin.
Tutkimuksessamme osoitimme, että Gliese 163:n järjestelmä on vain juuri ja juuri stabiilissa tilassa. Planeetat ovat pakkautuneet niin lähelle toisiaan, että niiden keskinäiset vetovoimat suistaisivat yhden tai useampia kappaleita radoiltaa, jos planeettojen etäisyydet olisivat hiukankin pienempiä tai niiden radat hiukan soikeampia. Se on tietenkin odotettavissa — planeettakuntaa ei voi havaita tilassa, joka on epästabiili, koska silloin se olisi jo kauan sitten hajonnut omaan mahdottomuuteensa. Mutta pelkkä sattuma ei tuota järjestelmiä, jotka ovat stabiiliutensa rajoilla. Ratkaisun täytyy löytyä fysiikan julmista, muuttumattomista laeista.
Mahdollinen selitys tiukkaan pakattujen planeettakuntien yleisyydelle on se, että Jupiterin ja saturnuksen kokoiset jättiläisplaneetat ovat harvinaisia punaisten kääpiötähtien kiertoradoilla. Kun tähden synnyssä yli jäävä kaasu ja pöly ei pääse kasautumaan yhdeksi tai kahdeksi jättiläisplaneetaksi, se muodostaa suuren määrän pienempiä kappaleita, aina Maapalloa pienemmistä kiviplaneetoista Neptunuksen kokoluokan kaasuplaneettoihin. Syntyvät lukuisten, verrattaen pienikokoisten planeettojen järjestelmät asettuvat sitten hiljalleen stabiiliin tilaan vuosimiljoonien ja -miljardien saatossa. Järjestelmien ollessa nuoria, tapahtuu planeettojen lähiohituksia ja niitä seuraavia väkivaltaisia törmäyksiä — jotkut planeetoista sinkoutuvat jopa tähtienväliseen avaruuteen, planeettakuntien ulkopuolelle. Jäljelle jääneet kappaleet ovat niitä, jotka pysyvät vakailla, tiukkaan pakatuilla radoilla — kaikki liian lähellä toisiaan olleet planeetat puuttuvat. Tilanne on lähinnä tautologinen. Planeettojen radat ovat stabiileja, koska epästabiileilla radoilla olleet planeetat ovat hävinneet jo kauan sitten.
Oikeastaan tähtien Gliese 676A ja Gliese 163 järjestelmät kuvastavat vain saman kolikon kahta eri puolta. Molemmat järjestelmät ovat omalla tavallaan tiukkaan pakattuja planeettakuntia. Kummassakaan ei ole juurikaan tyhjiä ratoja, joilla toistaiseksi tuntemattomat planeetat voisivat pysyä stabiileilla radoilla. Toisessa on jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, joiden valtaisa vetovoima tyhjentää ratojensa ympäristöt pienemmistä kappaleista mutta toisessa ne voivat kiertää tähteään aivan vieri vieressä. Ero saattaa selittyä sillä, että Gliese 676A:n kertymäkiekossa oli planeettojen syntyvaiheessa enemmän materiaa, jolloin jättiläisplaneettojen synty oli mahdollista.
Tiedostimme yhdessä Guillemin ja monien muiden kollegoiden kanssa M-spektriluokan punaisten kääpiötähtien olevan runsaiden planeettakuntien saarekkeita jo lähes vuosikymmen sitten. Tiedon karttuessa näkemys on vain vahvistunut — tiedämme, että käytännössä jokaisen punaisen kääpiön ympärillä on planeettakunta ja että niistä valtaosa on tiukasti pakattuja järjestelmiä. Planeettoja on keskimäärin ainakin kolme jokaisessa järjestelmässä, luultavasti vielä sitäkin paljon enemmän. Planeettakuntia on myös aivan lähimpien punaisten kääpiöiden järjestelmissä. Vuonna 2011 emme sitä tienneet mutta tutkimuksemme johti lopulta kahden lähimmän eksoplaneetan löytöihin Proxima Centaurin ja Barnardin tähden järjestelmistä. Se on kuitenkin vain yksi suurista tieteellisistä tuloksista, joka sai tavallaan alkunsa Göttingenin historiallisessa kaupungissa.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
- Forveille et al. 2011. The HARPS search for southern extra-solar planets. XXVI. Two giant planets around M0 dwarfs. Astronomy and Astrophysics, 526, A141.
- Anglada-Escude et al. 2012. A planetary system with gas giants and super-Earths around the nearby M dwarf GJ 676A. Optimizing data analysis techniques for the detection of multi-planetary systems. Astronomy and Astrophysics, 548, A58.
- Tuomi et al. 2019. Frequency of planets orbiting M dwarfs in the Solar neighbourhood. AAS Journals, submitted.
- Tuomi et al. 2013. Up to four planets around the M dwarf GJ 163. Sensitivity of Bayesian planet detection criteria to prior choice. Astronomy and Astrophysics, 556, A111.
- Bonfils et al. 2013. The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. A planetary system around the nearby M dwarf GJ 163, with a super-Earth possibly in the habitable zone. Astronomy and Astrophysics, 556, A110.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 