Katseilta piilossa — eksoplaneettojen salattu elinkelpoisuus
Kotiplaneettaamme peittää nestemäinen vesi, ja se erottaa Maan muista järjestelmämme kiviplaneetoista. Yli kaksi kolmannesta Maan pinnasta on vettä, ja on siksi hyviä syitä kutsua Maata meriplaneetaksi. Kosmisessa mitttakaavassa se ei kuitenkaan ole koko totuus. Oikeastaan Maassa on vettä verrattaen vähän jopa Aurinkokunnan mittakaavassa, koska jättiläisplaneettojen jäisten kuiden vesivarannot ovat niiden pienemmästä koosta huolimatta omaamme selvästi suurempia. On mahdollista, että etsiessämme elämälle soveltuvia planeettoja, olemme epähuomiossa sivuuttaneet koko joukon potentiaalisia eläviä planeettoja. Mikään ei nimittäin vaadi eläville organismeille soveltuvien olosuhteiden rajoittuvan vain tutuimpiin maankaltaisiin olosuhteisiin, verrattaen mataliin meriin.
Syvempiä meriä voi esiintyä lukemattomilla planeetoilla, koska vesi on maailmankaikkeuden yleisin alkuaineiden yhdiste. Mutta nestemäistä vettä esiintyy paljon laajemmalla kirjolla planeettoja kuin vain niillä, joiden pinnalla on sopiva lämpötila ja kaasukehän paine nestemäisen veden esiintymiselle. Nestemäistä vettä ja siten elämälle soveltuvia olosuhteita voi aivan mainiosti esiintyä monien kivisten planeettojen kuorikerroksessa, syvällä kallioperän sisällä. Tiedämme sen siksi, että oman planeettamme tilavuudeltaan suurin biologisten organismien elinympäristö löytyy jalkojemme alta. Allamme on kilometrien paksuudelta kallioperää, jonka sisällä mikrobit kukoistavat käyttäen energianlähteenään radioaktiivisen hajoamisen tuottamia vapaita radikaaleja. Kyse on kasvultaan ja aineenvaihdunnaltaan hitaasta elämästä, mutta planeettamme pinnan hektinen elämäntyyli saattaa olla maailmankaikkeuden erilaisten biosfäärien joukossa vain omituinen suurienerginen kuriositeetti. Saattaa hyvinkin olla poikkeavaa, että tuntemamme elävän planeetan pinnan organismit käyttävät energianlähteenään tähden säteilyenergiaa.
Syvemmät meret voivat olla myös piilossa jääkuoren alla. Paksu jäävaippa estäisi tehokkaasti näkemästä eläviä organismeja niiden alla lymyävissä valtamerissä, mutta voimme olla verrattaen varmoja, että monilla planeetoilla on valtameriä jäisten pintojensa alla. Jo Aurinkokunnassa jääkuoren sisäänsä sulkema meri on nestemäisen veden yleisin esiintymisalue. Ainakin Jupiterin kuiden Europan ja Ganymeden jäisten kuorien alla velloo suolainen meri. Viime aikoina tutkijoiden huomio on kuitenkin kiinnittynyt Saturnuksen pieneen kuuhun nimeltään Enceladus.
Eläville organismeille ei riitä pelkkä nestemäinen vesi. Olemme ikuisesti sidottuja tarvitsemiimme alkuaineisiin ja niiden esiintymiseen elinympäristössämme. Se on tietenkin totta myös kaikelle maanulkoiselle elämälle. Tuntemamme elämän biologisten koneistojen rakennusaineiksi tarvitaan pääasiassa vetyä ja happea (vesi), hiiltä, typpeä ja rikkiä. Oleellisessa roolissa ovat myös natrium, magnesium, kalium, kalsium, kloori ja fosfori. Näiden lisäksi elävät organismit käyttävät erilaisia muita alkuaineita erityisiin tarkoituksiinsa, mutta niiden määrät elävissä soluissa ovat hyvin vähäisiä.
Alkuaineiden saatavuus elämän rakennuspalikoiksi ei kuitenkaan ole täysin suoraviivaista, vaikka niitä olisikin olemassa jonkin taivaankappaleen pinnalla. Vesi tarjoaa tietenkin vedyn ja hapen elävien organismien käyttöön, ja tavanomaiset jo tähtienvälisen avaruuden molekyylipilvissä esiintyvät orgaaniset molekyylit tuovat mukanaan hiilen ja typen. Elämän syntyyn vaadittavassa geologisesti aktiivisessa ympäristössä, jonka pitkälle kehittyneitä paikallisia entropiaminimejä elävien organismien voidaan tavallaan katsoa syntyessään olevan, esiintyy runsain mitoin rikkiä sulfaatti-ioneina. Suolaisen veden kalium-, kalsium-, kloori-, ja magnesiumionit ovat nekin mainiosti saatavilla. Fosfori puolestaan on tyypillisesti sitoutuneena kallioperään, eikä se ole kovinkaan yleistä edes maanpäällisissä elinympäristöissä huolimatta sen oleellisesta roolista niin proteiinien kuin DNA- ja RNA-ketjujenkin rakennusaineena. Siksi on arveltu fosforin puutteen voivan muodostaa pullonkaulan elämän esiintymiselle maan ulkopuolella.
Toimiva tapa testata hypoteesia fosforin heikosta saatavuudesta on tietenkin koettaa havaita sen yhdisteitä toisilla taivaankappaleilla. Saturnuksen järjestelmään lähetetty Cassini-avaruusluotain olikin varustettu massaspektrometriaan perustuvalla kemiallisen koostumuksen mittalaitteella, jolla se kykeni mittaamaan kohtaamiensa pölyhiukkasten koostumusta. Saturnuksen kuista jääpeitteinen Enceladus teki havainnot erityisen helpoiksi. Kuun valtavat geysirit vapauttavat purkautuessaan vettä ympäröivään avaruuteen (Kuva 1.), ja siksi Cassinin oli mahdollista tehdä havaintoja Enceladusin jääpeitteen alta purkautuvan veden kemiasta lentäessään läpi geysirien purkauspilvien. Kuten suolaiselta vedeltä saattaa odottaa, natrium- ja kloori-ionit olivat havaittavissa yhdessä kaliumionien, vetykarbonaatti– ja karbonaatti-ionien kanssa. Monet elämän alkuaineet siis esiintyvät runsaslukuisina myös Enceladusin pinnanalaisessa valtameressä.
Vain fosforin havainnot jäivät puuttumaan, kun Cassinin havaintoja julkaistiin runsas vuosikymmen sitten. Tuore havaintojen uudelleenanalysointi kuitenkin paljasti erään fosforia sisältävän suolan, natriumfosfaatin merkit ja tutkijat saivat laskettua sen määrän geysireistä avaruuteen purkautuneissa jäähiukkasissa (1). Enceladusin pinnanalaisessa valtameressä on arvion mukaan sata kertaa enemmän fosforia kuin oman planeettamme merissä, joten puheet fosforin saatavuudesta pullonkaulana elämän esiintymiselle voidaan unohtaa ainakin Enceladusin osalta. Se taas viittaa vastaavien pullonkaulojen epätodennäköisyyteen muuallakin — ne kaksi valtamerta, joiden koostumusta olemme päässeet aurinkokunnassamme tutkimaan ovat molemmat joko mahdollistaneet elämän synnyn tai tarjoavat sen syntyyn vaadittavat rakennuspalikat. Jupiterin kuista esimerkiksi Europan pinnanalaista merta ei ole päästy tutkimaan samalla tarkkuudella, mutta mikään ei viittaa siihen, että sen koostumus poikkeaisi merkittävällä tavalla tai että joitakin elämälle oleellisia alkuaineita ei olisi saatavilla. Havainnot viittaavat siihen, että elämän syntyyn vaadittavat ainekset ovat olemassa kaikkialla, missä nestemäinen vesi vain virtaa vapaana ja esiintyy geologista aktiivisuutta, joka tarjoaa alkeellisten eliöiden synnyn mahdollistavia energiagradientteja.
Enceladus on siis vain pieni jättiläisplaneettaa kiertävä kuu, joka on hädin tuskin riittävän suuri saavuttaakseen pallomaisen muodon oman vetovoimansa avulla. Silti se vaikuttaa tarjoavan kaiken, mitä elämän syntyyn ja esiintymiseen vaaditaan. Lämmin, suolainen meri, jossa on kaikki elämän tarvitsemat rakennusaineet, geologista aktiivisuutta, joka pitää meren nestemäisenä ja tuottaa elämän käytettäväksi sopivia energiagradientteja, ja jäinen kuori suojaamassa merta avaruuden tappavalta säteilyltä. Se voi kuitenkin edustaa yleisintä tapaa järjestää olosuhteet, joissa elämän esiintyminen on universumimme puitteissa mahdollista. Monet eksoplaneetat voivat olla samankaltaisia jäisiä valtameriplaneettoja, ja niiden meret voivat olla täynnä eläviä organismeja kuten maapallollakin. Eikä elämän esiintyminen ole silloin rajoittunut vain niin kutsutun elinkelpoisen vyöhykkeen puitteisiin ja tuntumaan.
Lukemattomat planeetat maailmankaikkeudessa ovat kivisiä kuten maa mutta vetisempiä, koska ne ovat saaneet alkunsa tähden ”lumirajan” takana, missä vesi esiintyy höyryn sijaan kiinteänä jääpölynä ja osallistuu aktiivisesti planeettojen siementen muodostumiseen. Kun suuri osa planeettojen syntymateriaalista on vettä, lopputuloksena on valtameriplaneettoja, jotka jäätyvät pinnaltaan mutta voivat pitää sisuksissaan olevan veden nesteenä geologisen aktiivisuutensa turvin. Tuoreiden arvioiden mukaan sellaiset jääkuoren peittämät eksoplaneetat voisivat pitää jo pelkän ytimensä radioaktiivisen hajoamisen turvin pinnanalaisen valtamerensä nestemäisenä, suolaisena merenä, jossa elämä voisi esiintyä (2). Sellaiset meret voisivat pysyä elinkelposina miljardeja vuosia, koska raskaimpien radioaktiivisten aineiden puoliintumisaika on miljardin vuoden suuruusluokkaa. Elinkelpoisuuden suhteen tuskin edes olisi kysymyksiä liittyen tarkkaan koostumukseen, koska suolainen merivesi on samankaltainen ympäristö kaikkialla. Erot sen koostumuksessa eivät missään tapauksessa voi olla yhtä suuria kuin erilaisissa planetaarisissa kaasukehissä, joiden yksityiskohdat ovat oleellisia määritettäessä planeettojen pintaolosuhteiden soveltuvuutta elämälle.
Yksinkertaiset laskutoimitukset osoittavat jäällä kuorutettujen valtameriplaneettojen olevan mainio uutinen arvioille elämän esiintymisestä maailmankaikkeudessa (3). Auringon lähinaapurustossa on noin yksi tähti jokaista kymmentä kuutiovalovuotta kohti. Niistä vain 4% on auringonkaltaisia, kun taas pienempiä ja himmeämpiä oransseja ja punaisia kääpiötähtiä on noin 16% ja 72%. Vaikka jälkimmäisten pienten tähtien perinteisen elinkelpoisen vyöhykkeen maankaltaiset planeetat olisivat kauttaaltaan elinkelvottomia tähtien voimakkaiden purkausten ja suurienergisen säteilyn vuoksi, jäisten planeettojen valtamerissä elämä voisi kukoistaa välittämättä hiukkaakaan avaruussään ja säteilyn kaltaisista pinnan olosuhteita muokkaavista tekijöistä. Se mahdollisuus tekisi elinkelpoisista planeetoista noin 20 kertaa yleisempiä kuin olemme toistaiseksi osanneet arvioida.
Jos arvio jäänalaisten valtamerten elinkelpoisuudesta pitää paikkansa, maailmankaikkeutemme on tupaten täynnä elinkelpoisia elinympäristöjä ja sopivia planeettoja elämän esiintymiselle esiintyy likimain jokaisessa tähtijärjestelmässä. Jopa monet perinteisen elinkelpoisen vyöhykkeen planeetoista punaisten kääpiöiden kiertoradoilla voivat silloin olla elinkelpoisia, jos vain niiden pinnoilla on rittävästi vettä. Sellaisten planeettojen vuorovesilukkiutuminen nimittäin tekee planeetan valoistasta puoliskosta liian kuuman ja pimeästä liian kylmän nestemäisen veden esiintymiselle, mutta pimeälle puolelle kaasukehän virtausten avulla massiiviseksi jäätiköksi kulkeutuva vesi voi aikansaada sen alle geologisen aktiviteetin lämmittämän valtameren. Se taas on hyvä uutinen aivan lähimpien tuntemiemme eksoplaneettojen elinkelpoisuuden suhteen. Lähimmän eksoplaneettakunnan Proxima Centauri b voisi sittenkin olla kykenevä ylläpitämään elinkelpoisia olosuhteita pimeän puolensa jäätikön alla, jos sellainen vain on. Jääkuoren alla elämä olisi hyvässä suojassa aktiivisesti purkautuvalta tähdeltä. Valitettavasti se kuitenkin olisi myös hyvässä suojassa yrityksiltämme havaita sen olemassaolo teleskoopeillamme.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
- Postberg et al. 2023. Detection of phosphates originating from Enceladus’s ocean. Nature, 618, 489.
- Ojha et al. 2022. Liquid water on cold exo-Earths via basal melting of ice sheets. Nature Communications, 13, 7521.
- Wandel 2023. Habitability and sub glacial liquid water on planets of M-dwarf stars. Nature Communications, 14, 2125.
Elinkelpoisuuden ratkaisee kaasukehä — havaintoja pienten eksoplaneettojen ominaisuuksista
Venuksen paksu, hiilidioksidista koostuva kaasukehä päästää kyllä lävitseen Auringon säteilyn muttei sitten olekaan läpinäkyvä vapautuvalle lämpösäteilylle. Planeetan kaasukehä varastoi energiaa eristeenä toimivan kaasukehänsä sisään, mikä tekee sen lämpötilasta huomattavasti korkeamman kuin se olisi ilman tätä kasvihuoneilmiöksi kutsuttua vaikutusta. Planeettatutkimuksen perusopintoihin kuuluu planeettojen pintalämpötilojen arviointi perustuen mustan kappaleen säteilyspektriksi kutsuttuun fysikaaliseen ideaalitilanteeseen. Se tarkoittaa tilannetta, jossa planeetta säteilee kaiken Auringosta saamansa säteilyenergian tasapainolämpötilassa pois. Venuksen laskennallinen lämpötila olisi noin 55 celciusastetta mutta kasvihuoneilmiö muuttaa tasapainotilaa tehden planeetan pinnasta kuuman 460 celciusasteen rajan rikkovan pätsin, jossa metalleista jopa lyijy ja sinkki sulavat nesteiksi.
Pyrkimys löytää maankaltaisia elämälle soveltuvia planeettoja toisten tähtienkiertolaisina on erittäin ongelmallista vailla mahdollisuuksia tutkia planeettojen kaasukehien ominaisuuksia. Laskennalliselta lämpötilaltaan sopivaksi katsotut planeetat voivatkin osoittautua aivan liian kuumiksi elämän esiintymiselle, jos niiden pintaa vain peittää tarpeeksi paksu kasvihuoneilmiön aikaansaava kaasukehä. Ohut hiilidioksidista koostuva kaasukehä, kuten Marsilla, ei tuota juuri minkäänlaista kasvihuoneilmiötä ja siten Marsin keskimääräinen −60 °C pintalämpötila vastaa hyvin tarkkaan laskennallista arviota. Maakin on noin 40 celciusastetta laskennallista arvoa kuumempi 15 °C pintalämpötilallaan, joten planeettamme olisi ikijäähän vaipunut, monimuotoiselle maanpäälliselle elämälle epäsopiva planeetta ilman kaasukehämme hiilidioksidia ja muita kasvihuonekaasuja.
Oleellista on kaasukehän paksuus. Marsin ohut kaasukehä on vain noin prosentin Maan ilmakehän paksuudesta . Venuksen voimakas kasvihuoneilmiö puolestaan selittyy pääasiassa hiilidioksidista koostuvan kaasukehän massiivisella yli 90 ilmakehän paineella, joka voimistaa kasvihuoneilmiön planeetan pinnalla äärimmilleen. Laskennallinen termodynaaminen tasapainolämpötila antaa siksi vain planeetan pintalämpötilan alarajan, ja todellisten pintaolosuhteiden selvittäminen vaatiikin kaasukehän ominaisuuksien tuntemista. James Webb -avaruusteleskoopilla on mahdollista selvittää lähimpien tähtiensä editse radallaan kulkevien planeettojen olosuhteita.
Läheisessä punaisen kääpiötähden TRAPPIST-1 planeettakunnassa on seitsemän maapallon kokoluokkaan kuuluvaa kiviplaneettaa, joiden kaasukehien ominaisuuksia on päästy ensi kertaa tutkimaan JWST:n avulla. Planeetoista lähimpänä tähteään sijaitsevan planeetan TRAPPIST-1 b kaasukehästä koetettiin saada tietoa tarkkailemalla sen ylikulkuja infrapuna-alueella mutta merkkejä kaasukehän olemassaolosta ei havaittu. Planeetan kaasukehä on korkeintaan hyvin ohut, vain kymmeneksen Maan ilmakehän paksuudesta, todennäköisesti jopa sitäkin heikompi. Sen pinnalla kasvihuoneilmiö voi siksi vaikuttaa lämpötilaan vain hyvin vähän kuten Marsissa, tai kaasukehää ei ole lainkaan kuten Merkuriuksen pinnalla. Planeetan pintalämpötila on noin 230 °C, mikä tarkoittaa käytännössä sitä, että se on likimain kaasukehätön, kuuma kivenmurikka lähellä tähteään.
Ensimmäinen yritys havaita merkkejä lähitähteä kiertävän kiviplaneetan kaasukehästä veti siis vesiperän. Tähtitieteilijöiden tavoitteena on kuitenkin tutkia jokaista TRAPPIST-1 tähden planeettaa, ja tuoreet tulokset kertovat planeetan TRAPPIST-1 c ominaisuuksista (1). JWST:n havaintojen perusteella planeetta c, joka on pintalämpötilaltaan noin 110 °C kuumuudessa, on niinikään vailla kaasukehää tai se on vain hyvin ohut kuten Marsilla. Skenaariot venuksenkaltaisista olosuhteista, joissa kaasukehä tuottaa voimakkaan kasvihuoneilmiön, voidaan sulkea pois, koska planeetan valoisan puolen pintalämpötila on yhteensopiva kaasukehättömän kappaleen kanssa. Tulos on kiusallinen, koska ihmiskunnan käytössä oleva havaintokapasiteetti on toistaiseksi riittänyt kahden kivisen planeetan kaasukehien ominaisuuksien havaitsemiseen ja molemmat on todettu likimain kaasukehättömiksi kappaleiksi.
Joudumme vetämään johtopäätöksiä TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehien ominaisuuksista perustuen siihen, että niitä ei saatu havaituksi. Se on kuitenkin hyvin yleinen tapa saavuttaa tietoa tähtitieteessä, koska havainnon ollessa teknisesti mahdollinen, sen jääminen toteutumatta antaa uutta tietoa havaittavasta kohteesta. Oleellista on se, että voimme sulkea pois joitakin selitysmalleja planeettojen fysikaalisista ominaisuuksista — nyt tiedämme se, että niiden kaasukehät ovat ohuempia kuin omalla planeetallamme ja että ne eivät missään tapauksessa koe musertavaa kasvihuoneilmiötä kuten Venus.
Havaittavissa olevien kaasukehien puute voi kertoa jotakin TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoista mutta on hyvinkin mahdollista, että se on yleistettävissä koskemaan kaikkia vastaavanlaisia punaisia kääpiötähtiä. On mahdollista, että lähellä tähtiään, niiden säteilyn, hiukkastuulen ja purkausten syleilyssä, pienet kiviplaneetat menettävät herkästi koko kaasukehänsä. Se ei lupaa hyvää yrityksille havaita vain hiukan kauempana radoillaan sijaitsevien viileämpien ja siten elinkelpoisempien planeetojen kaasukehien ominaisuuksia. Jos niidenkin kohdalla merkit kaasukehästä jäävät havaitsematta, on selvää, että toiveet punaisten kääpiötähtien planeettakuntien elinkelpoisuudesta saavat kovan kolauksen. Lähin punaisen kääpiötähden planeettakandidaatti eläväksi planeetaksi, Proxima b, on entistä todennäköisemmin kuollut kivi aktiivisen tähtensä vieressä.
Ei ole kuitenkaan syytä lannistua, koska TRAPPIST-1 järjestelmän huomattavasti viileämmät ulommat planeetat voivat pitää kiinni kaasukehistään huomattavasti kahta sisäplaneettaa helpommin. Joka tapauksessa, voimme nyt ensi kertaa vertailla eksoplaneetoista saatuja tietoja oman aurinkokuntamme planeettojen hyvin tunnettuihin ominaisuuksiin ja jo se on suunnattoman arvokasta koettaessamme selvittää kosmisten naapurimaailmojemme olosuhteita.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 