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.
Lisää aiheesta
Lähteet
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 