Alku kuin tähdillä — osa planeetoista syntyy romahtavista kaasupilvistä
Puhuttaessa planeettojen synnystä, tutkijoilla on pitkään ollut oleellisesti kaksi erilaista, ajoittain kilpailevaa näkemystä siitä, millä mekanismeilla synty tapahtuu. Oleellista on, aloitetaanko mittakaava-asteikon ala- vai yläosasta. ”Alhaalta ylös” -mekanismilla tarkoitetaan planeettojen muodostumista pienemmistä kappaleista. Aluksi pölyhiukkaset törmäilevät ja takertuvat toisiinsa nuorta tähteä ympäröivässä kertymäkiekoksi kutsutussa rakennelmassa, ja kasvavat hiljalleen lopulta kilometrien kokoisiksi kunnes niiden omat vetovoimat ryhtyvät vaikuttamaan viereisillä radoilla oleviin vastaaviin kappaleisiin. Törmätessään kappaleet muodostavat protoplaneettoja, joista suurimmat voivat saavuttaa jopa noin 10 Maan massan koon ja ryhtyä vetovoimansa avulla imuroimaan ratansa ympäristön kaasua itseensä. Prosessissa syntyvät niin jättiläisplaneetat kuin pienemmät kiviplaneetatkin, sekä läjäpäin kaikenkokoisia pikkukappaleita asteroideista komeettoihin.
Vaihtoehtoisesti planeettojen muodostuminen voi noudattaa ”ylhäältä alas” -mekanismia. Sen mukaan, tähteä ympäröivään kertymäkiekkoon muodostuu tiheysaaltoja, joista jokin tai jotkin saavuttavat kriittisen tiheyden ja koko kiekko muuttuu epästabiiliksi luhistuen lopulta oman vetovoimansa vaikutuksesta tähteä kiertäväksi planeetaksi tai planeetoiksi. Jättiläisplaneetat muodostuvat silloin yhdessä rysäyksessä epävakaan kiekon materiasta, jonka jälkeen pienempien planeettojen muodostuminen voi jatkua ”alhaalta ylös” -mekanismilla.
Pohtiessaan näiden kahden mekamismin herkkyyttä tuottaa planeettoja suhteessa tunnettuun jättiläisplaneettojen populaatioon, tähtitieteilijät näyttävät kuitenkin unohtaneen yhden tieteen perusperiaatteista: kyseenalaista kaikki. Uudet tulokset osoittavat, että on turhaa ajatella kaikkien jättiläisplaneettojen syntyvän tähtien kertymäkiekoista tähtien synnyn sivutuotteina, kun niitä voi muodostua aivan mainiosti ilmankin. Uusi James Webb -avaruusteleskoopilla tehty joukko löytöjä kertoo planeettojen syntyvän myös kolmannella tavalla: kuin tähdet, suoraan tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven materiasta, sen romahtaessa kasaan oman vetovoimansa vaikutuksesta (1). Käsillä on vapaiden planeettojen vallankumous.
Tutkijat kertovat löytäneensä peräti 540 planeettojen massaluokkaan kuuluvaa kappaletta läheisestä Orionin sumusta otetuissa infrapuna-alueen kuvissa (Kuva 1.). Sillä tarkoitetaan kappaleita, jotka eivät massaltaan ylitä 13 Jupiterin massan rajaa, joka katsotaan veteen piirretyksi viivaksi planeettojen ja ruskeiden kääpiötähtien luokitusten välillä. Lukema on valittu siksi, että noin 13 Jupiterin massaa riittää kappaleen ytimen paineeseen, joka saa deuteriumin, vedyn raskaamman isotoopin, fuusioitumaan heliumiksi ja vapauttamaan samalla energiaa. Siksi rajan alapuolella olevat kappaleet loistavat kyllä syntynsä ylijäämälämpöä ja aineksensa differentioitumisesta vapautuvaa energiaa mutteivät kykene tuottamaan tähtien tapaan fuusioenergiaa ytimessään.
Sinällään ei siis ole yllättävää, että juuri lämpösäteilyä havaitseva JWST on tehnyt uudet löydöt. Sen pitikin kyetä näkemään nuoria, vastasyntyneitä planeettoja perustuen niiden vapauttamaan infrapunasäteilyyn. Uuden löydön tekee kuitenkin odottamattomaksi se, että yhdeltä tähtiensynnyn alueelta löytyy niin suuri määrä vapaina vaeltavia planeettoja. Vieläkin odottamattomampaa on se, että peräti 9% planeetoista on avaruudessa pareittain, kumppaninaan vain toinen vastaavankokoinen planeetta (Kuva 1.). Planeetat siis syntyvät usein kahden tasa-arvoisen planeetan pareina, jääden avaruuden pimeään, ikuiseen paritanssiinsa toistensa ympäri, vuosimiljardeiksi, vaille tähden valoa ja lämpöä. Kyse on varsin yllättävästä planeettakuntien tyypistä — planeetat ovat kaukana pareistaan, noin 25-400 AU:n etäisyydellä, joten ne eivät pääse merkittävästi häiritsemään toistensa ympärille muodostuneita pienempien kappaleiden joukkoja. Niillä on kuita likimain varmasti — planeettojen syntyessä kuin tähdet, niiden kiertoradoille muodostuu vääjäämättä kokoelma pienempiä kiertolaisia, joita kutsumme kuiksi.
Olemme tienneet vapaiden planeettojen olemassaolosta jo vuosia, mutta ne vaikuttavat jo tämän yksittäisen tuloksen perusteella olevan paljon yleisempiä kuin olemme osanneet aavistella. Ei ole silti alkuunkaan yksinkertaista arvioida mitä tuoreet löydöt merkitsevät arvioille niiden kokonaismäärästä galaksissamme. Uusista havainnoista saa kuitenkin runsaasti vinkkejä suurten planeettojen ja pienten tähtien muodostumiseen. Esimerkiksi kaukaiset kaksoisplaneetat, joissa kappaleiden etäisyys on ainakin 100 AU:n verran, ovat yleisempiä kuin vastaavat ruskeiden kääpiötähtien muodostelmat mutta vähemmän yleisiä kuin punaisten kääpiötähtien parit — puhumattakaan auringonkaltaisista tähdistä, joista valtaosa on kaksoistähti- tai vieläkin moninkertaisemmissa järjestelmissä. On siksi kiinnostavaa selvittää tulevaisuudessa miksi planeetat syntyvät ruskeita kääpiöitä herkemminin pareittain. On lisäksi kiinnostavaa tutkia kuinka suuri osa vapaista planeetoista syntyy tähtien kiertoradoilla ja päätyy tähtijärjestelmän ulkopuolelle tähtikumppaneiden kaoottisten vetovoimavaikutusten heittämänä ja kuinka suuri osa syntyy kokonaan yksin.
Sen vaikuttaa joka tapauksessa selvältä, että kaksoisplaneettojen olemassaolo on äärimmäisen vaikeaa selittää muutoin kuin niiden itsenäisenä syntynä suoraan tähtienvälisestä pölystä ja kaasusta. Se taas herättää ilmeisiä kysymyksiä siitä, mikä oikeastaan on se kappaleiden luokka, jota kutsumme sanalla planeetta.
Tulisiko planeettapareja sitten ensinkään kutsua planeetoiksi, sillä termi planeetta on tyypillisesti varattu vain tähtiä kiertäviin oman vetovoimansa pyöreäksi pusertamiin mutta silti tähtiä keveämpiin kappaleisiin? Jos niitä ei kutsuta planeetoiksi, mitä nimitystä niistä tulisi käyttää? Ja jos päädymme luokittelemaan tähden tapaan syntyneet planeetan massaluokan kappaleet joksikin muuksi kuin planeetoiksi, miten erotamme vaikkapa yksittäisestä kolmen Jupiterin massaisesta kappaleesta onko se tähtensä kiertoradalta avaruuteen sinkoutunut planeetta vai itsenäisesti syntynyt epäplaneetta? Näihin kysymyksiin on nyt pakko ottaa kantaa, koska on varmaa, että jokin nimitys näille vapaille, itsenäisesti syntyneille kappaleille vakiintuu. Oma näkemykseni on, että niitä tulisi kutsua planeetoiksi geofysikaaliseen määritelmään nojaten, kuten kaikkia muitakin vapaita tai tähtijärjestelmiin vetovoiman avulla sidottuja planeettoja mukaan lukien Aurinkokunnan arviolta 36 planeettaa.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
Roihuavien liekkien loisteessa
Aurinko on planettakuntaamme kaikkein voimakkaimmin määrittävä komponentti, sen keskus ja energianlähde. Se sisältää yli 99% kaikesta planeettakuntamme massasta ja kaikki muut kappaleet vain tanssivat avaruudessa Auringon ympäri, koska ovat kourallista poikkeuksia lukuunottamatta sidottuja Auringon vetovoimakentän potentiaalikaivoon. Ilman Aurinkoa ei olisi mitään — planeetatkin ovat karkeasti vain sen synnyn ylijäämämaterian sivutuotteita, joita ei tarvitsisi olla olemassa lainkaan ja tähtemme ei piittaisi asiasta millään tavoin, vaan loistaisi aivan samalla tavalla kiertäessään omalaatuisella radallaan ympäri galaksimme keskuspullistumaa.
Huolimatta sen keskeisestä roolista Aurinkokunnassa — puhumatakaan tähtien keskeisestä roolista tähtitieteen tutkimuskohteina — emme silti oikein ymmärrä kuinka Aurinko ja muut samankaltaiset tähdet toimivat. Perusperiaatteet nyt ovat hyvin tunnettuja: Aurinko on hydrostaattisessa tasapainotilassa pysyttelevä plasmapallo, koska sitä kasaan puristava gravitaatiovoima koettaa puristaa ainetta kasaan yhtä voimakkaasti kuin plasmaa laajentamaan pyrkivä ydinfuusion vapauttaman lämpöenergian tuottama paine pyrkii sitä laajentamaan. Prosessin yksityiskohdat, kuten tähtien magneettiset dynamot ja magneettisten napojen paikanvaihto, differentiaalirotaatio ja aineksen liike pinnan alapuolella, ja vaikkapa Auringon harvan kaasukehän, koronan, kuumeneminen peräti miljoonan asteen lämpötiloihin ovat kuitenkin yksityiskohdiltaan edelleen aktiivisen tutkimuksen kohteena. Rajatulla valikoimalla havaintomenetelmiä on vaikeaa saada kattavaa kuvaa siitä monimutkaisesta dynaamisesta ilmiöstä, jota kutsumme erisnimellä Aurinko. Se on silti kaikkein helpoimmin tutkittavana tähtenä keskeisessä roolissa koettaessamme ymmärtää myös muiden aurinkojen toimintaa.
Kuin todistaakseen dynaamisuuttaan, auringot purkautuvat usein ja aktiivisesti. Yksi suurienerginen purkaus sopivasti suunnattuna riittäisi vahingoittamaan Maan kiertoradan satelliitteja, joihin luotamme niin kommunikoinnissa, paikanmäärityksessä kuin tieteellisissä mittauksissakin. Samalla aiheutuisi vahinkoa maanpäällisille sähköverkoille johtaen katkoksiin ja kokonaisten kaupunkien pimentymisiin ja lentoliikenne olisi pakotettu tiukasti maan kamaralle. Vaarana on liki ennennäkemätön kriisitilanne, johon maailman valtiot eivät oikeastaan ole varautuneet, koska suurienerginen purkaus sattuu vain noin kerran sadassa vuodessa. Siksi Aurinko ja muut auringonkaltaiset lähitähdet ovat intensiivisen tutkimuksen kohteina Helsingin yliopistossa. Sen lisäksi, että tutkimme Aurinkoa ymmärtääksemme muita tähtiä, on ymmärrettävä mitä muut tähdet tekevät, jotta voisimme paremmin ennustaa mitä oma Aurinkokuntaa hallitseva energianlähteemme tekee. Samalla saamme kiinnostavaa tietoa siitä, minkälaisessa ympäristössä tuhansien tunnettujen eksoplaneettajärjestelmien planeetat kiertävät omia aurinkojaan.
Avaruussää ja eksoplaneetat
Kaikki tähdet eivät ole kuten Aurinko. Tähtiä on monenlaisia mutta niiden käyttäytyminen riippuu oleellisesti vain kourallisesta tekijöitä, merkittävimpinä massa ja ikä. Massiivisemmat tähdet loistavat kirkkaampina ja kuumempina mutta käyttävät ytimensä vedyn nopeammin loppuun fuusioidessaan sitä heliumiksi. Ne myös saavuttavat elinkaarensa pään nopeammin. Massiiviset tähdet elävät vain hetken verrattuna pienimassaisiin, himmeisiin ja verrattaen viileämpiin tähtiin, joita on valtaosa kaikista tähdistä. Tähden ikä taas vaikuttaa sen aktiivisuuteen — nuoret, vasta parhaimpaan loistoonsa päässeet tähdet ovat aktiivisia ja usein purkautuvia, oikuttelevia nuorten planeettakuntien keskuksia. Niiden pintoja täplittävät suuret pilkut ja ne vapauttavat suurienergistä säteilyä, voimakasta hiukkastuulta ja purkautuvat usein. Ne viettävät aktiivisia nuoruuspäiviään satojen vuosimiljoonien ajan.
Planeettojen kokema avaruussää riippuu siis merkittävästi tähden ominaisuuksista ja muuttuu vuosimiljoonien ja -miljardien kuluessa, kun nuoret ja aktiiviset tähdet hiljalleen rauhoittuvat ja niiden loiste muuttuu vakaammaksi. Vaikka Aurinkokin saattaisi purkautuessaan aiheuttaa suurta tuhoa tekniselle yhteiskunnallemme romahduttamalla sähköverkkoja ja rikkomalla satelliitteja, olemme olleet onnekkaita avaruussään suhteen. Valtaosalla muista maailmankaikkeuden planeetoista olosuhteet ovat hurjemmat. Se ei tietenkään ole välttämättä sattumaa. Lempeä tähtemme on saattanut olla merkittävässä roolissa mahdollistamassa elämän kehittymistä nykyiseen monimuotoisuuteensa planeetallamme — erityisesti nuoruudessaan, kun se on ollut huomattavasti nykyistä aktiivisempi muttei silti lähellekään yhtä väkivaltainen kuin monet muut tähdet.
Erityisen hankalaa avaruusää on planeetoille, jotka kiertävät radoillaan aivan tähtiensä lähellä. Lämpötilansa puolesta muutoin elinkelpoisen vyöhykkeen planeetat ovat suuressa vaarassa punaisten M-spektriluokan pienten kääpiötähtien kiertoradoilla, koska lämpösäteilyn puolesta sopivat kiertoradat ovat aivan tähtien lähellä. Ensimmäiset todelliset yritykset havaita sellaisten kiviplaneettojen kaasukehiä James Webb -avaruusteleskoopilla ovat epäonnistuneet, koska kohteena olleet TRAPPIST-1 -järjestelmän kaksi sisäplaneettaa ovat vain karuja merkuriuksenkaltaisia kiviä vailla merkittäviä kaasukehiä. Myös läheistä tähteä LHS 475 kiertävä kiviplaneetta vaikuttaa täysin kaasukehättömältä kappaleelta. Tähden aktiivisuudella saattaa olla paljonkin tekemistä asian kanssa — voimakas hiukkastuuli ja intensiiviset purkaukset ovat saattaneet haihduttaa planeettojen kaasukehät avaruuteen.
Tähdet ovat kaikkea muuta kuin yksinkertaisia plasmapalloja avaruudessa. Ne kuplivat ja kiehuvat vapauttaessaan ytimessään fuusioreaktiossa muodostuvaa energiaa säteilynä joka suuntaan. Energia kulkeutuu ytimestä pintaan joko säteilemällä tai konvektion avulla, kuten kiehuvan kuuma vesi kulkeutuu pintaan liedellä kuumenevassa kattilassa. Se aiheuttaa alati muuttuvan konvektiosolujen rakenteen tähden pintaan. Mutta tähdet myös pyörivät, mikä aikaansaa omat voimansa kontrolloimaan sen pinnan ja sisempien kerrosten toimintaa ja liikettä. Pyöriminen on erilaista eri etäisyyksillä tähden päiväntasaajasta ja erilaisilla syvyyksillä, jolloin plasman virtaukset eri osissa tähteä ovat erisuuruisia. Se taas tuottaa magneettisia ilmiöitä ja magneettikentän vaihteluita, jotka liittyvät ajoittain pinnan voimakkaisiin purkauksiin. Magneettikentän välittämä energia on myös vastuussa koronan kuumenemisesta jopa miljooniin asteisiin, reilusti tähden tuhansien asteiden pintalämpötilan yläpuolelle.
Kaikilla tähden pinnan ilmiöillä on vaikutuksensa pinnan ulkopuolelle — niihin fysikaalisiin ilmiöihin, jotka tuottavat tähteä kiertävien planeettojen kokeman avaruussään. Rauhallisimmillaan kyse on vakaasta hiukkastuulesta, tähden pinnalta vapautuvien hiukkasten vuosta. Hiukkasia voi kuitenkin vapautua niin runsaasti, että Aurinkoa raskaammat ja voimakkaammin säteilevät, kuumat tähdet voivat menettää lyhyen loisteensa aikana jopa puolet kaikesta massastaan. Auringonkaltaiset ja Aurinkoa pienemmät tähdet puolestaan eivät menetä merkittäviä määriä massaansa avaruuteen hiukkastuulen mukana.
Tähden pinnan magneettikenttien kokiessa nopeita muodonmuutoksia, aiheutuu paikallisia purkauksia, joissa vapautuu suuria määriä säteilyä. Syntyvät roihupurkaukset voidaan havaita mainiosti lähitähtien pinnoilla, koska ne kirkastavat tähden hetkellisesti jopa moninkertaiseksi normaalista. Purkaukset nähdään parhaiten näkyvän valon aallonpituuksilla mutta samalla vapautuu suuria määriä röntgensäteilyä, joka suuntautuessaan kohti tähden lähellä olevia planeettoja voi osaltaan steriloida niiden pintoja hajottaen monimutkaisia molekyylejä yksinkertaisiksi atomeikseen. Purkausten ollessa voimakkaita, voi vapautua myös varattuja hiukkasia, jolloin kyseessä on massapurkaus. Voimakkaimmat massapurkaukset puolestaan voivat viedä mukanaan ainesta planeetan kaasukehästä suuntautuessaan suoraan planeettaa kohti. Aktiivisten tähtien planeettakuntien kivisillä sisäplaneetoilla voi olla huomattavia aikeuksia pitää kiinni kaasukehistään massapurkausten ja voimakkaan tähtituulen vaikutuksille alttiina. Suoria havaintoja ei vielä juurikaan ole, mutta tiedämme, että jopa karkeasti 20 kertaa massiivisempien neptunuksenkaltaisten planeettojen kaasukehä voi vuotaa voimakkaan tähtituulen vaikutuksesta avaruuteen (1).
Vaikka tähtiään lähellä kiertävät kiviplaneetat olisivatkin kaasukehättömiä merkuriuksenkaltaisia planeettoja, hiukan kauempana planeettojen magneettikentät voivat suojata niiden kaasukehiä mainiosti varattujen hiukkasten purkauksilta. Säteilyä magneettikenttä ei kuitenkaan torju, joten ultraviolettisäteily pääsee planetan pinnalle, jos kaasukehä on vain ohut kuten Marsin tai Maan pinnalla. Paksummat kaasukehät voivat siksi suojata planeetan pintaa tappavalta säteilyltä mutta myös vuorovesilukkituminen voi pelastaa monen planeetan elinkelpoisuuden oikuttelevalta avaruussäältä. Jos vain toinen planeetan puolisko on aina kääntyneenä tähteä kohti, toinen puolisko välttyy säteilyn haitallisilta vaikutuksilta.
Kokonaiskuvan saaminen eksoplaneettojen kokemasta avarussäästä on erittäin vaikeaa, koska voimme tarkastella vain kourallista keskenään täysin erilaisia erikoistapauksia. Vaikka osaamme tehdä tähdistä havaintoja, jotka paljastavat niiden tuottaman avaruussään, jonka puitteissa eksoplaneetat radoillaan kiertävät, emme voi kuin arvailla sen vaikutuksia planeettojen olosuhteisiin. Syy on siinä, että emme toistaiseksi ole sonnistuneet saamaan kattavia havaintoja pienten eksoplaneettojen kaasukehistä tai magneettikentistä.
Tilanne on kuitenkin nyt muuttumassa, koska uudet nerokkaat havaintoprojektit ovat onnistuneet tekemään ensimmäisiä karkeita havaintoja molemmista. Radioteleskoopeilla on mahdollista saada tietoa eksoplaneettojen magneettikentistä (2), jos vain havaintostrategiat ja kohteet valitaan huolella, ja JWST kykenee periaatteessa tuottamaan havaintoja lähiplaneettojen kaasukehistä. Molemmilla tutkimussuuntauksilla on valtava potentiaali sen ymmärtämisessä kuinka monen eksoplaneetan pinnalla biologisten organismien syntyyn ja kehitykseen soveltuvat olosuhteet ovat mahdollisia.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 