Archive | toukokuu 2022

Kaaoksesta syntyneet

Tähdet eivät ole olleet olemassa aina, vaan ne ovat muodostuneet kauan sitten, monet useita miljardeja vuosia sitten, galaksimme kaasusta ja pölystä. Kuten planeettamme jokaisella elävällä organismilla, tähdillä on syntymä, elämä ja kuolema. Kuten elävät solut, tähdet ovat paikallisia entropiaminimeitä, rakenteita, jotka pysyvät maailmankaikkeuden aikajanalla hetken verran kasassa hyödyntämällä sopivaa energiavirtaa. Monet Maapallon elävät organismit hyödyntävät oman suunnilleen viisi miljardia vuotta vanhan tähtemme energiavirtaa ja tuottavat moninaisia muotoja, joiden tarkoituksena on vain lisääntymiskykyisten jälkeläisten tuotanto ja siten geenien selviäminen. Auringolla sellaista tarkoitusta ei ole. Se vain on, muodostaen yhden galaksimme miljardeista saarekkeista, jonka ympärillä voi esiintyä planeettoja, asteroideja ja omituisia evoluutiota kokevia biokemiallisia koneita. Ja kuten Aurinkokin, planeettakuntammekaan ei ole ollut olemassa aina, vaan se on syntynyt kosmisesta pölystä ja kaasusta ja kehittynyt nykyisenlaiseksi kaoottisessa planeettakuntien syntyprosessissa.

Jättiläisplaneettojen hierarkiset radat ja etäisyydet Auringosta eivät ole sattuman tulosta. Aurinkokunnan jättiläisten, Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen, suhteelliset etäisyydet Auringosta noudattavat likiman kokonaislukusarjaa 1, 2, 4, 6. Jos siis Jupiterin etäisyys Auringosta on yksikkönä, on planeetoista kaukaisimman, Neptunuksen, rataetäisyys noin kuusi yksikköä. Planeettojen väliset gravitaatiovuorovaikutukset ovat pyrkineet saattamaan jättiläiset radoille, joilla ne ovat pakkautuneet niin lähelle toisiaan kuin mahdollista mutta kuitenkin riittävän etäälle, jotta järjestelmä pysyy stabiilina. Muulla tavalla asia ei voisi edes olla — jos planeetat olisivat liian lähellä toisiaan, järjestelmä olisi epästabiili ja se olisi hajonnut jo kauan sitten omaan mahdottomuuteensa. Ja uuden tutkimuksen mukaan (1), epästabiiliuden ajanjakso todellakin mahduu järjestelmämme historiaan.


Jättiläisplaneettojen syntyessä, Aurinkoa ympäröivä protoplanetaarinen kaasusta ja pölystä koostuva kiekkomainen rakenne oli vielä olemassa. Auringon vartuttua tasaisesti säteileväksi plasmapalloksi sen hiukkastuuli kuitenkin puhalsi jäljelle jääneet kiekon rippeet kauas avaruuteen, estäen jättiläisplaneettoja enää kasvamasta. Planeetat kasvoivat kiekon sisällä nykyiseen kokoonsa imuroimalla vetovoimansa avulla protoplanetaarisen kiekon materiaa itseensä mutta kiekon kadottua niiden ympäristö muuttui täysin ja kasvu pysähtyi. Kaasun kadotessa planeettoja hiljalleen sisään päin radoillaan ajava kitkavoima katosi ja ne olivatkin liian lähellä toisiaan, jotta vosivat kitkan puutteessa pysyä stabiileilla radoilla. Alkoi lyhytkestoinen kaaoksen aikakausi, jonka tuloksena oli nykyinen planeettakuntamme.

Kuva 1. Taiteilijan havainnekuva vastasyntyneestä planeettakunnasta, jonka kaasukiekkoa tähtituuli puhaltaa ulospäin paljastaen planeetat. Kuva: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

Mutta protoplanetaarinen kiekko ei kadonnut hetkessä, vaan auringon säteily ja hiukkastuuli yksinkertaisesti työnsivät sen sisäreunaa hiljalleen ulospäin. Jupiter jäi paikalleen reunan paettua sen radan ulkopuolelle mutta vaikutus Saturnukseen oli merkittävämpi. Saturnus ryhtyi vaikuttamaan vetovoimallaan jääjättiläisiin Uranukseen ja Neptunukseen. Jääjättiläisten radat puolestaan muuttuivat kaoottisiksi — ne sinkoutuivat vuoroin ulommas ja palasivat vuoroin sisemmäs kiekon kitkavoiman hidastaessa niiden liikettä. Lopputuloksena oli nykyisin havaitsemamme laaja ulkoplaneettojen järjestelmä, joka nousi tiukemmin pakatun mutta epästabiilin järjestyksen tuhkasta. On mahdollista, että joukossa oli vielä kolmaskin, järjestelmästämme kaaoksen keskellä poistunut jääjättiläinen, joka sattui saamaan Saturnukselta ja Jupiterilta niin paljon liike-energiaa, että poistui joko koko Aurinkokunnasta tai päätyi sen kylmiin ja pimeisiin ulko-osiin havaintolaiteidemme ulottumattomiin. Se on ainakin tietokonesimulaatioiden perusteella havaittuihin planeettojen ratoihin sopiva hypoteesi (Kuva 2.).

Kuva 2. Ulkoplaneettojen ratojen isoakselien kehitys ja viidennen kaasuplaneetan sinkoutumien pois Aurinkokunnasta. Huomionarvoista on, miten Neptunus päätyy nykysen paikkansa tietämille ulospäin siirtyvän protoplanetaarisen kiekon mukana (musta katkoviiva). Kaoottiset radanvaihtelut vaikuttavat kaikkiien planeettoihin kiekon haihduttua. Kuva: Liu et al.

Uusille radoille kaoottisten vuorovaikutusten myötä vaeltelevilla jättiläisplaneetoilla on merkittäviä vaikutuksia samaan aikaan vasta muodostumassa olevaan sisäplaneettakuntaan. Hitaammin muodostuvia pienempiä planeettoja ei vielä ole nykyisessä muodossaan, vaan Jupiterin radan sisäpuolella on satoja pienempiä protoplaneettoja, joiden törmätessä toisiinsa varsinaiset planeetat saavat alkunsa. Se etäisyys, jolle Jupiter ja Saturnus kaottisten radanvaihteluiden vaimennuttua asettuvat, määrittää sen, kuinka etäällä tähdestä kiviplaneettoja voi olla. Liian lähellä Jupiteria ei ole stabiileja ratoja, vaan Jupiterin vetovoima siivoaa pienemmät kappaleet nopeassa tahdissa pois radoiltaan (Kuva 3.). Marskin päätyi lähinnä satunnaiseksi pikkukappaleeksi, joka ei ehtinyt saavuttamaan edes Maapallon kokoa Jupiterin häiritessä sen muodostumista.

Kuva 3. Protoplaneettojen kasautuminen sisäplaneetoiksi protoplanetaarisen kaasukiekon haihduttua. Ympyröiden koko vastaa planettojen kappaleiden massaa mutta jättiläisplaneetat eivät ole oikeassa mittasuhteessa pienempiin kappaleisiin, vaan vain toisiinsa. Punainen ympyrä vastaa Marsiksi muovautunutta protoplaneettaa. Kuva: Clement et al.

Mutta Jupiter vaikutti toisellakin tapaa. Sen vetovoima muovasi pienempien kappaleiden ratoja niin voimakkaasti, että muodostuviin planeettoihin päätyi materiaa eri etäisyyksiltä alkuperäistä protoplanetaarista kiekkoa. Eri etäisyyksillä taas kiekko on erilaisissa lämpötiloissa, mikä johtaa siihen, että erilaiset aineet ovat pölyhiukkasina muodostamassa protoplaneettojen siemeniä. Aivan lähimpänä Aurinkoa vain metallit ovat kiinteänä aineena, kun taas hiukan kauempana erilaiset silikaatit muodostavat valtaosan pölystä. Noin kolmen AU:n etäisyydellä sijaitsevan ”lumirajan” takana taas vesi on ylivoimaisesti yleisin kiinteän aineen komponentti ja kauempana muodostuvista protoplaneetoista tuleekin pääsääntöisesti likaisia lumipalloja — kappaleita, joiden koostumuksesta valtaosa on vesijäätä. Valtaosa Aurinkokunnan kääpiö- ja sekundäärisistä planeetoista sekä pienemmistä kuista koostuu valtaosaltaan jäästä. Sekoittuminen oli apuna tuottamassa erilaiset kiviplaneetat monipuolisine geologisine piirteineen ja ominaisuuksineen.

Tuloksista on lisäksi seurauksena yksi mielenkiintoinen hypoteesi. Luonnollinen, protoplanetaarisen kertymäkiekon haihtumisen aiheuttama kaoottinen vaihe Aurinkokunnan historiassa selittäisi mainiosti jonkin supermaapallon kokoluokkaan kuuluvan planeetan poistumisen Aurinkokunnan ulko-osiin, jossa ne eivät voi luonnollisin prosessein muodostua aineen liian pienen määrän ja tiheyden vuoksi. Jos Aurinkokunnan kaasuplaneettojen nykyisiä ratoja selittää parhaiten malli, jossa ulkoplaneettoja oli alkujaan viisi mutta yksi poistui kaoottisten vetovoimavaikutusten vuoksi kauemmaksi (Kuva 2.), on luonnollista kysyä poistuiko kappale kokonaan Auringon vetovoimakentästä vai jäikö se kaukaiselle radalle kiertämään Aurinkoa? Hypoteettinen planeetta 9, jonka olemassaolo on postuloitu joidenkin kaukaisten kappaleiden rata-anomalioiden perusteella, ja josta saattaa olla jopa suoraa havaintoaineistoa, olisi voinut olla alkujaan vain yksi Aurinkokunnan jääjättiläisistä, joka sattui poistumaan järjestelmän ulko-osiin.

Planeetta 9 on hypoteettinen kappale, jonka olemassaolo on kaikkea muuta kuin varmaa. Kuitenkin, näyttää siltä, että sen olemassaolo kaukaisella radalla on sopusoinnussa Aurinkokunnan muodostumishistorian kanssa. On siten hyvinkin mahdollista, että tulevaisuuden tehokkaammat havaintolaitteet onnistuvat saamaan suoria havaintoja Maata suuremmasta planeetasta. Varmaa se ei kuitenkaan ole, kuten tiedämme tieteen historiasta ja sen yllätyksellisyydestä uusien havaintojen tullessa saataville.

Lisää aiheesta

Lähteet

  1. Liu et al. 2022. Early Solar System instability triggered by dispersal of the gaseous disk. Nature, 604, 643.
  2. Clement et al. 2021. The early instability scenario: Mars’ mass explained by Jupiter’s orbit. Icarus, 367, 114585.

Gaia planeettajahdissa

James Webb -avaruusteleskooppi on jättänyt mediassa viime aikoina varjoonsa muut tuoreet tähtitieteen kehitysaskeleet. Kyseessä on tietenkin merkittävä havaintoinstrumentti mutta muitakin mainioita havaintolaitteita on ammuttu viime vuosina taivaalle ja niiden tuottamat havainnot ovat niin ikään mullistaneet käsityksemme lähitähdistä ja niiden planeettakunnista. TESS -avaruusteleskooppi on esimerkiksi havainnut lähes 5000 uutta eksoplaneettaa, joista valtaosa on edelleen varmentamatta ja sen havaintojen pohjalta on kirjoitettu jo lähes tuhat tieteellistä artikkelia. Mutta tähtitiedettä on palvellut vieläkin paremmin eräs hiukan tuntemattomammaksi jäänyt, Lagrangen toisessa pisteessä JWST:n seurana Aurinkoa kiertävä Gaia -satelliitti. On vain sopivaa, että Gaia tervehti kumppanikseen saapunutta JWST -instrumenttia ottamalla tästä kuvan (Kuva 1.).

Kuva 1. Gaia -satelliitin ottama kuva JWST -instrumentista sen saavuttua Gaian seuraksi L2 -pisteen lähettyville. Kuva: ESA/Gaia/DPAC; CC BY-SA 3.0 IGO

Gaia on tuottanut aivan valtavasti perustavanlaatuista dataa Auringon kosmisesta lähinaapurustosta ja galaksimme kotinurkkauksesta. Sen havaintokampanja on yksinkertainen: Gaia kartoittaa useaan kertaan koko taivaan kaikki riittävän kirkkaat tähdet ja havaitsee niitä kourallisella erilaisia suodattimia. Se osaa kartoittaa tähtien tarkat paikat taivaalla ja selvittää niiden värit, joiden perusteella voidaan arvioida tähtien tyyppejä ja fysikaalisia ominaisuuksia. Lisäksi, paikkahavainnot tehdään useaan kertaan, joten on mahdollista selvittää tähtien liikkeet havaintokampanjan kuluessa. Kun havaintoja toistetaan puolen vuoden välein, Maan ja Gaia -satelliitin ollessa radallaan eri puolilla Aurinkoa, pääsemme näkemään tähtien parallaksin, eli paikan suhteellisen muutoksen verrattuna kaukaisiin taustataivaan tähtiin. Silloin saadaan kolmiomittauksen keinoin selville myös niiden etäisyydet. Gaia tuottaa siis kolmiulotteisen kartan Auringon lähinaapuruston tähdistä, mitaten verrattaen tarkasti jopa miljardin tähden paikat ja liikkeet omassa galaksimme nurkkauksessa.

Mutta Gaiakin voi nähdä planeettoja kiertämässä lähitähtiä. Toistaessaan tähtien paikkamittaukset noin 70 kertaa, Gaia voi antaa tietoa niiden heilahtelusta taivaalla johtuen jättiläisplaneettojen vetovoimavaikutuksesta. Menetelmää kutsutaan astrometriseksi menetelmäksi, ja se on ensimmäinen havaintotekniikka, jolla eksoplaneettojen havaitsemista koetettiin jo 1900-luvun alkupuoliskolla. Tuolloiset instrumentit olivat kuitenkin tarkkuudeltaan liian vaatimattomia ja eksoplaneettojen havaitseminen sai odottaa muiden tekniikoiden esiinmarssia. Mutta Gaia -avaruusteleskooppi on tekemässä myös astrometrisistä planeettahavainnoista arkipäivää (1). Gaian havainnoista on odotettavissa tuhansia uusia eksoplaneettoja ja useiden tunnettujen lähiplaneettojen varmennuksia, kun teleskoopin data saadaan prosessoitua ja julkaistua tutkijoiden tarkasteltavaksi (Kuva 2.). Astrometrinen menetelmä on parhaimmillaan keveiden lähitähtien massiivisten planeettojen havainnoinnissa mutta luvassa on todennäköisesti myös yllätyksiä, kun havaintojen käytännön tarkkuus selviää lähitulevaisuudessa.

Kuva 2. 10 parsekin projektio Auringon lähiympäristöstä galaksin tasossa. Kuvassa näkyvät kaikki tunnetut lähitähdet ja niitä kiertävät, tunnetut planeetat. Kuva: Reyle et al.

Esimakua Gaian kyvyistä on kuitenkin jo saatu edellisten kahden havaintojen julkaisun myötä. Tajusimme muutama vuosi sitten, että Gaian havaittua tähtien paikkoja kahteen kertaan, ja määritettyä ensimmäistä kertaan kaikkien lähitähtien ominaisliikkeet ennätyksellisen tarkasti, tuli mahdolliseksi verrata saatuja ominaisliikkeitä aiempiin Hipparcos -satelliitin havaitsemiin arvoihin. Poikkeamat näiden kahden arvon välillä tarkoittavat sitä, että tähden liike on muuttunut, eli tähti on kokenut kiihtyvyyttä. Sellaista voisi aiheuttaa vain tähtikumppanin tai massiivisen planeetan vetovoima, joten pääsimme jo varhain tarkastelemaan olisiko minkään lähitähden liikkeessä havaittavissa olevaa kiihtyvyyttä. Ensimmäiset tulokset paljastivatkin jupiterinkaltaisen planeetan kiertämässä läheistä auringonkaltaista tähteä nimeltään Epsilon Indi, ja yhdistäessämme havainnot radiaalinopeusmenetelmällä havaittuun liikkeeseen onnistuimme määrittämään tähteä kiertävän jättiläisplaneetan radan (2) muodon ja orientaation avaruudessa.

Epsilon Indi b on runsaat kolme kertaa Jupiterin kokoinen massaltaan ja kiertää tähden 45 vuodessa mutta pelkkä planeetan vetovoiman aiheuttama tähden liikkeen muutos riitti määrittämään sen radan ominaisuudet ja massan. Kyseessä on lähin tunnettu jupiterinkaltainen jättiläisplaneetta ja se sijaitsee vain noin 12 valovuoden päässä Aurinkokunnasta. Epsilon Indi voi siis tarjota lähimmän esimerkin hierarkisesta planeettakunnasta auringonkaltaisen tähden ympärillä. Sellaisen, jossa ulompana on kaasujättiläinen tai jopa useampia ja sisempänä kivisiä maailmoja — ehkäpä jokin tai jotkut niistä ovat tähden elinkelpoisella vyöhykkeellä.

Lähiplaneetoista ainakin Proxima c, lähimmän tähtijärjestelmämme Proxima Centaurin viileä supermaapallo, on mahdollista varmentaa Gaian havainnoista (1). Sen olemassaolosta on saatu viitteitä peräti kolmella menetelmälläradiaalinopeushavainnoista, Hubble -avaruustelekoopin astrometriasta ja suoralla kuvaamisella mutta planeetan olemassaolo on edelleen aavistuksen verran kyseenalaista. Gaian havainnoista planeetan olemassaolo voidaan varmistaa täysin riippumatta muilla menetelmillä saaduista tuloksista. Havaintoja päästään tarkastelemaan kesäkuussa, joten loppuvuodeksi on tiedossa paljon mielenkiintoisia tietoja lähitähtien planeettakunnista, kun tähtitieteilijät pääsevät asettamaan saatuja uusia havaintoja tähtitieteelliseen kontekstiinsa ja vertaamaan niitä tunnettuihin tietoihin lähitähtiä kiertävistä planeetoista.

Vaikka onkin mahdotonta sanoa ennakkoon mitkä planeettakandidaatit saavat varmennuksen ja mitkä osoittautuvat vaikkapa ruskeiksi kääpiöksi tai jopa kokonaan virhehavainnoiksi, se on kuitenkin varmaa, että ikivanha menetelmä, astrometria, nousee vihdoinkin tuottavuudessaan ja kiinnostavuudessaan muiden merkittävien eksoplaneettojen havaintotekniikoiden rinnalle. Pääsemme tutkimaan tarkemmin Auringon lähinaapuruston jättiläisplaneettojen populaatiota. Vaikka näitä planeettoja onkin havaittu runsaasti radiaalinopeusmenetelmällä, astrometristen havaintojen avulla saadaan vihdoinkin määritettyä niiden ratojen orientaatiot avaruudessa ja samalla tarkat massat, ei vain massan alarajaa.

Lisää aiheesta

Lähteet

  1. Reyle et al. 2021. The 10 parsec sample in the Gaia era. A&A, 650, A201.
  2. Feng et al. 2019. Detection of the nearest Jupiter analogue in radial velocity and astrometry data. MNRAS, 490, 5002.