Arkisto | Tähtitiede RSS for this section

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.

Suojeletko meitä, Jupiter?

Jos tarkkailemme planeettakuntaamme tieteelliseen objektiivisuuteen pyrkien, unohtaen hetkeksi, että kyseessä on oma kehtomme ja kotimme, havaitsemme nopeasti Jupiterin olevan yksi järjestelmäämme hallitsevista voimista. Aurinko on tietenkin planeettakuntamme keskus ja sisältää 99.9% Aurinkokunnan kaikesta massasta. Aurinko myös kontrolloi Aurinkokunnan koostumusta. Jopa se, kuuluuko jokin kappale Aurinkokuntaan, selviää tarkastelemalla onko kappaleen liike-energia riittävän matalalla tasolla pysymään Auringon muodostaman gravitaatiokaivon reunojen sisäpuolella. Samoin Aurinko vaikuttaa kaikkiin muihin kappaleisiin kokonaisella spektrillä säteilyä ja pommittaa lisäksi kaikkia kiertolaisiaan hiukkastuulella. Mutta Jupiterin merkittävyys tulee mainiosti esiin huomaamalla, että sen liike Auringon ympäri muodostaa noin 70% Aurinkokunnan pyörimismäärästä. Ensimmäisen asteen approksimaatio Aurinkokunnasta on siis massiivinen Aurinko, jota kiertää radallaan Jupiter. Kaikki muu tarjoaa vain vaatimatonta taustakohinaa suhteessa tähän kokonaiskuvaan.

Jupiterin rooli näkyy parhaiten siinä, miten sen vetovoima paimentaa lukemattomia Aurinkokunnan pikkukappaleita. Mars jäi luultavasti kooltaan pieneksi Jupiterin voimakkaan vetovoiman häiritsevän vaikutuksen vuoksi ja Marsin ja Jupiterin ratojen väliselle alueelle ei koskaan muodostunut kääpiöplaneetta Ceresiä suurempia kappaleita juuri Jupiterin vetovoimavaikutuksen vuoksi. Tunnusomaisinta Jupiterin vetovoimavaikutukselle on kuitenkin planeetan ympärilleen keräämien troijalaisten asteroidien kokoelma. Sen lukuisat asteroidit on vangittu kiertämään Jupiterin ja Auringon muodostaman kahden kappaleen järjestelmän lagrangen pisteiksi kutsuttuja alueita, joissa Jupiterin ja Auringon vetovoimat ovat suunnilleen tasapainossa. Asteroidit kiertävät pisteitä Jupiterin radan kohdalla siten, että ne liikkuvat joko 60 astetta Jupiterin edellä tai perässä, muodostaen kaksi lähes stabiilien seuralaisasteroidien parvea (Kuva 1.).

Kuva 1. Animaatio Jupiterin troijalaisista asteroideista (vihreä) ja joukosta muita asteroideja, joiden liikettä Jupiter radallaan hallitsee (punainen). Kuva: P. Scheirich.

Jupiterin vetovoima on niin suurta, että se kykenee vaikuttamaan merkittävästi koko Aurinkokuntaan. Mutta vaikutus on satunnaista. Jupiter vain muuttaa vetovoimansa avulla lähelleen saapuvien kappaleiden ratoja, jolloin niiden kiertoradat Auringon ympäri saattavat aikojen saatossa kokea suuriakin muutoksia. Dramaattisimmillaan kappaleet päätyvät törmäyskurssille muiden Aurinkokunnan kappaleiden kanssa mutta siinäkin Jupiter on omaa luokkaansa. Suurimpana Aurinkokunnan kiertolaisena Jupiteriin törmääminen on kaikkein todennäköisintä. Siitä esimerkki nähtiin hiljattain, kun Jupiterin pintaan törmäsi pieni asteroidi tai komeetta (Kuva 2.). Maan väreilevän ilmakehän läpi epätarkoilla laitteilla otetut kuvat eivät ole kovinkaan näyttäviä mutta Jupiterin jatkuva monitorointi on mahdotonta suurilla teleskoopeilla, ja ainoa havainto osumasta tehtiinkin brasilialaisen tähtiharrastajan pienellä kaukoputkella.

Kuva 2. Jupiterin pinnalla havaittu vaalea kosmisen törmäyksen aiheuttama välähdys syyskuun 13. päivä, 2021. Kuva: J.L. Peirera, M. Delcroix.

Muinaisessa historiassa, kun Aurinkokunta oli vielä nuori, se oli täynnä kaikenkokoisia kappaleita protoplaneetoista aina pienen pieniin pölyhiukkasiin asti. Tuolloin yksi protoplaneetoista, oman planetaarisen maailmamme esiaste, joutui tuhoisaan törmäykseen suunnilleen marsinkokoisen toisen protoplaneetan kanssa. Koko planettamme kuumeni hehkuvaksi tulipalloksi ja valtava määrä materiaa sinkoutui kiertoradalle jäähtyen myöhemmin ja muodostaen Kuun. Aurinkokunnan alkuajat olivat väkivaltaisten törmäysten aikaa. Siitä muistuttavat edelleenkin Kuun ja monen muunkin Aurinkokunnan kappaleen lukemattomat törmäyskraaterit. Myöhemmin planeettakuntamme rauhoittui ja siinä Jupiterin vetovoimalla on luultavasti ollut merkittävä rooli. Jupiter nimittäin häiritsee pienten kappaleiden ratoja jatkuvasti ja tavallaan siivoaa ne vuosimiljoonien kuluessa pois sisemmän Aurinkokunnan välittömästä läheisyydestä. Kaukaisessa historiassa Jupiterin vetovoimavaikutus vähensi niiden kappaleiden määrää, jotka saattaisivat osua Maahan sen vastasyntyneelle elämälle tuhoisin seurauksin. Vaikka Maahan onkin saatttanut törmätä useitakin energialtaan planeetan sterilointiin kykeneviä kappaleita, niiden määrä ja siten törmäysten frekvenssi ovat laskeneet Jupiterin ansiosta merkittävästi.

Jupiter ei kuitenkaan välitä Maasta tai sen elämästä eikä ole missään aikeissa sen enempää suojella Maan elämää kuin tuhotakaan sitä. Luonnonlait, joista Jupiterkin on syntynyt ja joita sen liike noudattaa, vain ovat, ja ne eivät ole kiinnostuneita ihmiskunnan tai Maan biosfäärin olemassaolosta tuon taivaallista. Jupiter muuttaa edelleen lähelleen saapuvien kappaleiden ratoja muttei välttämättä meidän onneksemme. Riittää, että se vaikuttaa johonkin Maan lähelle saapuvaan pieneen asteroidiin vain hiukan, ja planeettaamme kohtaa valtaisa tuho asteroidin sattuessa osumaan planeettamme reitille avaruudessa. Vaikka asteroiditörmäyksen aiheuttama uhka on pieni, se on kuitenkin hyvin todellinen, koska Maan radan ympäristössä on runsaasti pieniä asteroideja, jotka kiertävät Aurinkoa moninaisilla radoillaan (Kuva 3.). Jupiter voi vetovoimineen toimia niin hyvässä kuin pahassakin, suistaen törmäyskurssilla olevat kappaleet sivuun tai lähiohituksia tekevät siirtymään kohtalokkaalle radalle. Onneksemme Maa on kuitenkin niin pieni maalitaulu, ettei tuhannenkaan asteroidin voida katsoa olevan kovinkaan potentiaalinen uhka.

Kuva 3. Maan radan lähiympäristön tunnettujen potentiaalisesti vaarallisten, yli 140 metristen asteroidien radat. Kuva: NASA, JPL-Caltech.

Aurinkokunnan ulko-osista voi ajoittain saapua uusia uhkia. Komeetat vierailevat säännöllisesti sisemmässä Aurinkokunnassa ja ohittaessaa Jupiteria niidenkin radat saattavat muuttua merkittävästi. Mutta planeettakuntamme ulko-osissa saattaa piillä muitakin vaaroja. Joidenkin kaukaisten kappaleiden rata-anomalioiden selittämiseksi on postuloitu jopa yhdeksäs planeetta, joka kiertää Aurinkoa niin kaukana, ettei siitä ole vielä saatu suoria havaintoja. Se saattaisi vetovoimansa avulla heilauttaa Oortin pilven komeettoja radoille kohti sisempää Aurinkokuntaa potentiaalisesti tuhoisin seurauksin. Planeetan olemassaoloa ei kuitenkaan ole kyetty varmistamaan ja kourallinen pienempiä kappaleita kaukana Auringosta on voinut päätyä oudoille radoilleen muistakin syistä.

Jupiter ei tietenkään varsinaisesti suojele meitä edes Oortin pilven komeetoilta. Se voi vain muuttaa niiden ratoja satunnaisesti, lähiohitusten myötä. Jupiterin suojeleva vaikutus on siis sidonnaista aikakauteen. Meidän näkökulmastamme, se suisti lukemattomia kappaleita radoiltaan Aurinkokunnan nuoruudessa, jotta ne eivät enää olisi aiheuttamassa planeettoja steriloivia törmäyksiä nyt, kun monisoluinen elämä on saanut jalansijan planeetallamme. Uhka ei kuitenkaan ole väistynyt täysin. Katastrofien varoitussignaaleina toimivat Jupiterin itsensä kaasumaiseen pintaan iskeytyvät satunnaiset asteroidit ja komeetat, kuten juuri havaittu pikkukappale (Kuva 2.).


Kirjoitukseen innoitti Andrew Revkinin teksti ”To Cut Odds of a Big Bang on Earth, Heed Jupiter’s Flashing Warning Sign”. Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.

Lisää aiheesta

Tähtienvälisen pimeyden maailmat

Planeetat ovat yleisempiä kuin tähdet maailmankaikkeudessa, koska niitä syntyy aina kourallinen tähtien synnyn vääjäämättömänä sivutuotteena. Niihin pätee yleinen tähtitieteilijöiden moneen kertaan varmentama lainalaisuus: mitä pienempi kappale on kyseessä, sitä enemmän niitä on olemassa. Aurinkokunnassamme on enemmän kuita kuin niitä suurempia planeettoja, enemmän asteroideja ja muita epäsäännöllisen muotoisia pikkukappaleita kuin gravitaation pallomaisiksi muokkaamia kappaleita, ja valtaisa määrä vieläkin pienempiä kivenmurikoita, joiden havaitsemisessa teleskooppiemme herkkyys ei riitä. Pölyhiukkasten määrää ei kannata edes koettaa laskea.

Kaikki tähdet ja planeettakunnat syntyvät tähtienvälisestä kaasusta ja pölystä. Tavallisesti planeetan kokoluokan kappaleet muodostuvat tähtien kiertoradoille, jossa ne kasvavat hiljalleen suuremmiksi keräten pölyhiukkasia itseensä. Jotkin kappaleet saavuttavat riittävän suuren massan, jotta myös kaasu putoaa niiden syveneviin gravitaatiokaivoihin. Siten syntyvät paksujen kaasuvaippojen peittämät jättiläisplaneetat. Mutta planeettoja syntyy tavallisesti useita, ja niiden kiertäessään nuorta kaasu- ja pölykiekon ympäröimää tähteään, aineksen kitka saa niiden radat muuttumaan. Planeetat saattavat muuttaa aivan tähtensä lähelle tai päätyä lähekkäisille kiertoradoille. Silloin, tähden sytyttyä kunnolla loistamaan ja puhallettua jäljelle jääneen kaasun pois, helvetti pääsee valloilleen. Kun kaasu ei enää vaimenna planeettojen keskinäisten vetovoimien aiheuttamia häiriöitä toistensa ratoihin, järjestelmä muuttuu kaoottiseksi ja seurauksena on väkivaltaisia kosmisia törmäyksiä. Jotkut planeetat tuhoutuvat prosessissa kokonaan, toiset kasvattavat massaansa sulattamalla törmäävät kappaleet itseensä. Mutta jotkut välttävät tuhoisat törmäykset. Niiden kohtalo on aivan toisenlainen. Jotkut planeetat saavat sisartensa lähiohituksista riittävästi liike-energiaa, jotta voivat poistua tähtensä vetovoimakentästä. Niistä tulee vapaita, tähtienvälisiä planeettoja, jotka viettävät ikuisuuden tähtienvälisessä avaruudessa kokematta enää koskaan ainoankaan auringon valoa ja lämpöä. Ne ovat ikuisesti yksin mutta se ei ole loppu, vaan ehkäpä vain toisenlainen alku.


Tähtitieteilijät ovat viime aikoina päässeet tutkimaan tähtien ja planeettakuntien syntyprosessia tarkemmin kuin koskaan ennen. ALMA-teleskooppi on havainnut jo kymmeniä syntymässä olevia planeettakuntia ja saanut viitteitä jopa syntymässä olevasta kuujärjestelmästä jättiläisplaneetan ympärillä. Tiedämme, että tiiviisti pakatut planeettakunnat ovat kaoottisia paikkoja ja jotkut planeetat päätyvät väistämättä syntyjärjestelmiensä ulkopuolelle. Oikeastaan tähtienvälisten planeettojen syntyperä osana planeettakuntia on ollut selvää tähtitieteilijöille jo 1990-luvun ensimmäisistä eksoplaneettahavainnoista lähtien. Kuumat jupiterit voivat muodostua vain kauempana tähdestään ja muuttaessaan tähtensä lähelle syntysijoiltaan, kaukaa ulkoplaneettakunnasta, ne toimivat kuin gravitaatiolinkoina, jotka vetovoimallaan sinkauttavat valtaosan kohtaamistaan pienemmistä planeetoista törmäyskurssille itsensä tai tähden kanssa — tai kokonaan ulos planeettakunnistaan. Toisinaan järjestelmässä kuitenkin on alkujaan toinenkin suuri jättiläisplaneetta. Silloin niistä kevyempi saattaa sinkoutua ulos järjestelmästä mutta massiivisempi jää kiertämään tähteään erikoiselle, soikealle radalle, jonka syntyä ei voi selittää ilman rataa merkittävästi muuttavia planetaarisia lähiohituksia. Myös näitä eksentrisiä jupitereita on havaittu useita kiertämässä lähitähtiä ja nekin kertovat osaltaan siitä, miten tähtienvälinen avaruus on täynnä meille lähes näkymättömiä, pieniä ja suurempia planeettoja. Joskus näkymätön kuitenkin muuttuu näkyväksi onnellisen sattuman avulla.

Kuva 1. Taiteilijan näkemys yksinään galaktisella kiertoradallaan ikuisessa pimeydessä vaeltavasta tähtienvälisestä planeetasta. Kuva: A. Stelter.

Kymmeniä eksoplaneettoja on havaittu tarkkailemalla satojen tuhansien tähtien kirkkautta samanaikaisesti ja toivoen, että jokin niistä kirkastuisi vain muutamaksi tunniksi. Kyse ei ole ylikulkumenetelmästä, jonka periaatteena on havaita tähtien hiuksenhienoja muutaman tunnin mittaisia himmenemisiä pienikokoisempien planeettojen kulkiessa niiden pintojen editse ja estäen silloin murto-osaa valosta saapumasta teleskooppeihimme. Kun ylikulkumenetelmän periaatteena on havaita tähden himmeneminen, mikrolinssimenetelmä perustuu tähden kirkastumisen havaitsemiseen planeetan kulkiessa täsmälleen sen ja meidän välistä. Mutta silloin planeetalla ja kirkastuvalla tähdellä on oltava etäisyyttä kerrassaan valtavasti, tuhansia valovuosia. Vain valtaisa etäisyys takaa, että planeetta, taivuttaessaan aika-avaruutta aavistuksen verran ja toimiessaan siten gravitaatiolinssinä, saa taustataivaan tähden kirkastumaan hetkeksi havaittavissa määrin. Sellainen sattumus on äärimmäisen harvinainen mutta ilmiö on riittävän voimakas, jotta eksoplaneettoja voidaan havaita kunhan vain tarkkaillaan herkeämättä riittävän suurta määrää kaukaisia tähtiä. Toisinaan havaitaan planeettoja kiertämässä jotakin himmeää tähteä. Toisinaan taas havaittu planeetta on jopa aivan yksin avaruudessa, vailla tähtikumppania ja muuta planeettakuntaa (1).

Vuoden 2016 aikana eräs muutoin rauhallinen ja vakaasti loistava kaukainen tähti kirkastui vain noin 5 tunnin ajaksi (Kuva 2.). Kirkastumisen olisi voinut kuitata pienenä havaintolaitteen häiriönä mutta lukemattomat muut tähdet koodinimen OGLE-2016-BLG-1928 saaneen kohteen vieressä välttyivät vastaavalta hetkelliseltä kirkastumiselta. Kyseessä oli siis tähden aito kirkastuminen, ei havaintoinstrumentin tai teleskoopin satunnainen tai systemaattinen muutos. Ja tällaisen äkillisen muutoksen voi aiheuttaa vain kohdetähden editse kulkenut pieni kiviplaneetta. Planeetan massa on huonosti määritetty, muttei suurempi kuin kaksi Maapalloa, ja se ei todennäköisesti kierrä mitään tähteä — jos kiertäisi, myös tähden vetovoima aiheuttaisi kirkastumista toimiessaan sekin gravitaatiolinssinä. Mutta tähden olemassaolosta kertovaa usean päivän kirkastumaa ei ole havaittavissa. Kirkastumisen aiheuttaja OGLE-2016-BLG-1928L b on mitä luultavimmin tähtienvälinen kiviplaneetta. Laskelmien mukaan sellaisia on jo omassa galaksissamme ainakin 50 miljardia ja ne kaikki ovat todennäköisesti syntyneet kauan sitten omissa planeettakunnissaan vain joutuakseen suurempien kumppaniensa vetovoimien avaruuteen viskaamiksi.

Kuva 2. Mikrolinssi-ilmiön aiheuttama hiuksenhieno kirkastuminen. Linssinä toimii pieni kiviplaneetta, joka ei ilmeisesti ole minkään tähden kiertoradalla. Kuva: Mroz et al.

Yksinäiset planeetat eivät kuitenkaan ole välttämättä yksin. Jättimäisillä kaasuplaneetoilla on lähes väistämättä kumppaninaan kuita, jopa kokonainen kuiden järjestelmä. Vaikka eksokuita ei ole havaittu vielä ainuttakaan, niiden olemassaolo on varmaa, koska jättiläisplaneettojen ympärille muodostuu niiden syntyessä kertymäkiekot, joiden materiasta kuut syntyvät. Ne ovat kuin planeettakuntia pienoiskoossa, kuten Jupiterin ja Saturnuksen monipuoliset kuujärjestelmät osoittavat. Tähtienväliset jättiläisplaneetat tuskin ovat poikkeus. Ei ole syytä olettaa, että ne menettäisivät kaikki kuunsa sinkoutuessaan pois syntyjärjestelmistään, joten avaruudessa on luultavasti runsaasti jättiläisplaneettoja, joiden moninainen kuiden ja pienempien kiertolaisten järjestelmä kiertää planeettaa ikuisessa pimeydessä ja veret seisauttavassa kylmyydessä. Kuin minikokoiset, pimeät aurinkokunnat, ne eivät loista valoa ja ovat siksi havaittavissa vain sattuessaan gravitaatiolinsseiksi.

On toinenkin vaihtoehto. Jättiläisplaneetat saattavat syntyä yksin, kun tähtienvälinen kaasusta ja pölystä koostuva molekylaarinen pilvi luhistuu oman vetovoimansa vaikutuksesta. On mahdollista, että joskus ainesta ei ole riittävästi, jotta tiivistymiskeskus kuumenisi fuusioreaktioiden käynnistämiseen vaadittaviin lämpötiloihin. Silloin syntyvä kappale on epäonnistunut tähti, joka vastaa massaltaan jättiläisplaneettaa. Sen ympärille voi muodostua laaja kuiden järjestelmä, mutta niiden pinnoilla ainoat näkyvät valonlähteet ovat linnunradan tähdet sekä jättiläisplaneetan näyttävät revontulet. Kuiden jäisten kuorien alla voisi silti olla laajoja meriä. Aivan kuten monen aurinkokunnan kuun jäisen kuoren alla, myös tähtienvälisten jättiläisplaneettojen kuut voisivat ylläpitää kymmenien, jopa satojen kilometrien syvyisiä meriä. Planeetan vuorovesivoimat pitäisivät meret nestemäisinä tuottaen jopa biosfäärin ylläpitämiseen rittävän määrän geotermista energiaa. Energianlähteenä toimisi myös radioaktiivinen hajoaminen, kuten Maapallon vaipassa ja ytimessä. Kuoreltaan kuut olisivat tähtienvälisessä -270 Celciusasteen lämpötilassa kuolleeksi jäätyneitä mutta sen alla ne voisivat piilotella laajoja vetisiä biosfäärejä.

Kuva 3. Syntymässä oleva kertymäkiekon ympäröimä planeetta kuujärjestelmineen. Taiteilijan näkemys. Kuva: Nagoya University.

Voimme kuvitella kaukana tähtien valosta ja lämmöstä avaruuden tuulten armoilla seilaavan planeetan. Voimme kuvitella, miten sen uskollisen kuun pinnan alla sijaitseva biosfääri on kehittynyt monimuotoiseksi elämän keitaaksi loputtomassa pimeydessä. Mikrobit muodostavat perustuottajat, ja ne kasvavat geotermisen energian ja kuun sisuksista purkautuvan mineraali- ja metallipitoisen veden tarjoamilla antimilla. Ehkäpä monisoluiset organismit laiduntavat mikrobikasvustoilla kuten katkaravut Maapallon merten pohjissa mustien savuttajien ympärillä. Toiset eläimet ehkä suodattavat vedestä ravintonsa ja jotkut turvautuvat saalistamiseen aikaansaaden loppumattoman kilpavarustelun petojen ja saaliiden välillä.

Emme tiedä kuinka monipuoliseksi jääkuoren alleen sulkema biosfääri voi evoluution voimasta muotoutua. On kuitenkin toinenkin vaihtoehto. Tähtienvälisen planeetan kuuta voi peittää kaasukehä, jonka paine pitää veden sen pinnalla nestemäisenä (2). Vettä ei ehkä olisi paljon, mutta kuitenkin riittävästi tarjotakseen biosfäärille mahdollisuuden. Sellaisia kuita voi hyvinkin piileksiä jossakin kaukana varjoissa, sattumalta mikrolinsseiksi eksyvien jättiläisplaneettojen kumppaneina. Meidän on ehkä mahdotonta koskaan havaita niitä — taustataivaan tähden valoa hetken verran voimistavien planeettojen havaitseminen uudelleen ei onnistu enää koskaan. Ne ovat paenneet näköpiiristämme ikuisesti ja palanneet sinne, mistä tulivatkin. Omille yksinäisille radoilleen galaksimme keskustan ympäri, ikuiseen pimeyteen ja yksinäisyyteen.


Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.

Lisää aiheesta

Lähteet

  1. Mroz et al. 2020. A Terrestrial-mass Rogue Planet Candidate Detected in the Shortest-timescale Microlensing Event. The Astrophysical Journal, 903, L11.
  2. Avila et al. 2021. Presence of water on exomoons orbiting free-floating planets: a case study. International Journal of Astrobiology, 20, 300.

James Webb -avaruusteleskooppi on avannut silmänsä

Emme voi sanoa paljoakaan siitä, mitä kaikkien aikojen tarkin tähtitieteen havaintoinstrumentti saa havaintokampanjansa aikana selville mutta sen voimme sanoa, että se vähintäänkin saavuttaa suunnitellun havaintotarkkuutensa, ellei sitten kykene jopa ylittämään sitä. Asia varmistui, kun JWST suunnattiin kohti vaatimatonta tähteä, joka tunnetaan vain luettelokoodilla 2MASS J17554042+6551277. Teleskooppia vasta valmistellaan tieteelliseen toimintaan mutta jo ensimmäiset kalibrointikuvat (Kuva 1.) tarjoavat valtavasti informaatiota sen tarkkuudesta ja tieteellisestä kapasiteetista.

Kuva 1. JWST:n kalibrointikuva kohteesta 2MASS J17554042+6551277. Kyseessä on ensimmäinen kuva, jossa teleskoopin pääpeilin kaikki kuusikulmaiset osaset on kalibroitu toimimaan yhtenä valtaisana peiliteleskooppina. Kuva: NASA/STScI

Kuvassa on silmiinpistävää verrattaen kirkkaan kohdetähden diffraktiokuvio, joka muotoutuu teleskoopin kuusikulmaisen peilimosaiikin ja apupeilin tukirakennelman vaikutuksesta kolmeksi kirkkaaksi pistemäisen tähden kautta kulkevaksi juovaksi (Kuva 2.), sekä yhdeksi hiukan himmeämmäksi poikittaiseksi juovaksi. Ne kuvastavat teleskoopin peilikompleksin vaikutusta tähdestä saapuvaan infrapunavalon aaltorintamaan. Apupeilin kaksi tukipalkkia on suunnattu kuusikulmaisen peilirakenteen mukaisesti mutta yksi on pystysuorassa, rikkoen kuusikulmaisen symmetrian ja aiheuttaen himmeämmän vaakasuoran diffraktioviivan.

Kuva 2. Diffraktioviivojen vertailu erilaisille tukirakenteiden konfiguraatioille. Pienempi ympyrä kuvastaa teleskoopin apupeiliä. Kuva: Wikimedia Commons/Cmglee

JWST:n ensimmäisessä kuvassa on kuitenkin paljon muutakin itse kohdetähden lisäksi. Taustalla näkyy useita himmeämpiä tähtiä, joiden diffraktiosta aiheutuvat kuusisakaraiset muodot ovat ilmeisiä. Lisäksi taustaa täplittävät lukuisat kaukaiset galaksit (Kuva 3.), joiden rakenteita päästään nyt ensi kertaa tutkimaan tarkemmin. Galaksit eivät ole pistemäisiä kohteita, joten niiden valo ei muodosta diffraktiokuvioita. Nopeallakin vertailulla on nähtävissä, miten huikean paljon tarkempaa JWST:n havaintomateriaali on verrattuna aiempaan materiaaliin. Esimerkiksi Kuvassa 3. taustataivaan kahden galaksin spiraalihaarat erottuvat nyt mainiosti, niiden oltua aiemmissa havainnoissa vain epämääräisiä tuhruja avaruuden tyhjyydessä. Nyt niillä on tutkittavia ominaisuuksia ja ne voidaan luokitella samankaltaisiksi kierteisgalakseiksi kuin oma Linnunratamme.

Kuva 3. JWST:n ensikuvan taustataivaan galaksien vertailua. Vasemmalla näkyvä vertailukuva on näkyvän valon ja infrapuna-alueen galaksien kartoitusprojektin DESI Legacy Imaging Survey:n materiaalia. Kuva: L. Cortese

Mutta mikä tahansa vertailukohde ei tee täyttä oikeutta JWST:n kyvyillle. Infrapuna-alueella toimiva Spitzer -avaruusteleskooppi on toistaiseksi ollut tarkin infrapuna-alueen instrumentti, joka tähtitieteilijöillä on ollut käytössään. Vertailu Spitzerin havaintoihin samasta taivaan kohdasta on siis oleellinen kiintopiste tehtäessä päätelmiä JWST:n tarkkuudesta (Kuva 4.). Ei tarvitse olla tähtitieteeseen perehtynyt alan ammattilainen nähdäkseen miten valtavalla tavalla JWST parantaa havaintomahdollisuuksia.

Kuva 4. JWST:n ja Spitzer -avaruusteleskoopin havaintotarkkuuden vertailu. Kuva: gbrammer

James Webb on vasta laukaistu, ja sen asettuessa vielä lopulliselle radalle odottelemme tähtitieteen tutkijoiden keskuudessa havaintokampanjan alkua jännittyneinä. Jo ensimmäiset kuvat kuitenkin paljastavat, että teleskoopin suunnittelu, rakentaminen, laukaisu ja käyttöönotto ovat onnistuneet mainiosti ja olemme saaneet avattua ennätystarkan uuden silmän tuijottamaan kaukaisia avaruuden ihmeitä. JWST mullistaa tähtitieteen. Mitä ikinä se kampanjansa kestäessä tuleekaan löytämään, voimme olla varmoja, että tulokset ja niistä saatu tieteellinen tieto muuttavat kuvaamme lähitähtien järjestelmistä, planeettakuntien synnystä, kaukaisista galakseista ja koko universumista.


Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.

Lisää aiheesta

Eksoplaneetat parrasvalojen tuolla puolen

Kun Paul Butler vuonna 1996 paljasti varmentaneensa historian ensimmäisen toista auringonkaltaista tähteä kiertävän planeetan löydön ja raportoi samalla lisää uusia eksoplaneettoja, hän astui tähtitieteen eturiviin ja median parrasvaloihin yhtenä ensimmäisistä modernin tähtitieteen aikakauden planeettojen löytäjistä. Butler on yksi eksoplaneettoja tutkivan tähtitieteen haaran pioneereista ja ollut löytämässä luultavasti noin puolta kaikista tunnetuista Auringon lähinaapuruston planeetoista. Olen saanut kunnian tehdä kymmeniä planeettalöytöjä Butlerin rinnalla, paljolti hänen työnsä inspiroimana. Olemme olleet parrasvaloissa yhdessä, kertomassa uusien maailmojen havainnoista lähitähtien järjestelmissä.

Mutta eksoplaneettoja havaintaan runsain mitoin median valokeilan ulkopuolella, missä niiden äärimmäisen mielenkiintoiset löydöt herättävät vain vähän huomiota suuren yleisön keskuudessa. Se on tietenkin ymmärrettävää, koska valtaosa uusista eksoplaneettojen löydöistä on rutiininomaista tuoreiden havaintojen raportointia vailla superlatiiveja. Lähimmät maailmat on jo löydetty ja vaikka mielenkiintoisia löytöjä tehdään jatkossa varmasti aivan lähiavaruudesta, suureksi osaksi tutkijat keräävät vain aineistoa ymmärtääkseen galaksimme planeettojen ja planeettakuntien yleisiä ominaisuuksia. Vain harva uusi eksoplaneetta herättää huomiota ja saa median kirjoittamaan suuria otsikoita. Sellaisia kuitenkin kirjoitetaan aina, kun tutkijat edes vihjaavat löytäneensä jollakin mittareilla maankaltaisia maailmoja tai planeettoja, joiden pinnalla saattaisi olla elämälle soveltuvat olosuhteet. Muilla tavoilla mielenkiintoiset planeetat jäävät vähemmälle huomiolle, parrasvalojen ulkopuolelle.

Suureksi osaksi tiedejournalisteille on hankalaa raportoida löydöistä, joita he vain vaivoin ymmärtävät. Kyse voi olla äärimmäisen harvinaisista havainnoista tai monimutkaisista havaintoprosesseista, joiden merkitys aukenee vain syvällisesti tieteeseen perehtyneille asiantuntijoille. Usein tutkijat raportoivatkin löydöistä vain toisilleen ja jättävät avaamatta niiden merkityksen yleistajuisella kielellä, vaikka juuri tieteen tekeminen ymmärrettäväksi ja käsinkosketeltavaksi suurelle yleisölle takaa varmimmin sen, että tutkimukseen sijoitetaan jatkossakin julkista rahaa. Ja silloin tähtitieteen moninaisten löytöjen omituisimmat kummallisuudet saattavat jäädä varjoihin, tieteen parrasvalojen tavoittamattomiin.

Tilanne on oikeastaan paradoksaalinen, koska 1990-luvulla löydetyt ensimmäiset eksoplaneetat olivat juuri niitä omituisia kummallisuuksia. Ne olivat planeettoja, joita ei sen aikakauden tietojen mukaan pitänyt olla edes olemassa. Kukaan ei aavistanut, että auringonkaltaisten tähtien kiertolaisina olisi kuumia Jupitereita, joiden massiiviset kaasukehät kiehuisivat niiden kiertäessä radallaan tähden paahteessa, aivan tähtiensä pintoja viistäen. Sellaisia ei ole omassa planeettakunnassamme, eikä niiden syntymistä aivan tähtensä lähelle pidetä edelleenkään mahdollisena. Kukaan ei kuitenkaan ollut tullut ajatelleeksi, että planeetat voivat miljoonien vuosien saatossa muuttaa lähemmäs tähteään kaukaa järjestelmän viileistä ulko-osista. Kukaan ei aavistanut millaisia maailmoja luonto muodostaa ennen kuin modernin aikakauden tähtitieteilijät ryhtyivät kartoittamaan eksoplaneettojen ominaisuuksia.

Nekroplanetologia

Media jaksaa kiinnostua kandidaateista eläviksi planeetoiksi mutta sillä viitataan vain planeettojen pintaolosuhteisiin, jotka mahdollistavat elävien organismien esiintymisen. Planeetat eivät itsessään ole eläviä, vaikka ne voivatkin ylläpitää elämää. Tähdet sen sijaan elävät ja kuolevat. Ne syntyvät tähtienvälisen aineen kaasusta ja pölystä ja ryhtyvät loistamaan saavutettuaan ytimissään riittävän paineen ja lämpötilan, jotta energiaa voimakkaasti vapauttavat fuusioreaktiot käynnistyvät. Tähdet syttyvät loistamaan valoa ja lämpöä mutta ne eivät loista ikuisesti. Kun ytimien ydinpolttoaine on kulutettu loppuun, ne himmenevät ja sammuvat, tarjoten toisinaan supernovaksi kutsutun ilotulituksen kuolemansa kunniaksi. Mutta jäljelle jäävillä tähtien ruumiilla on joskus planeettoja kiertolaisinaan ja joskus onnistumme havaitsemaan niitä.

Ennen Butlerin planeettalöytöjä ja fysiikan Nobelilla palkittua Michel Mayorin ja Didier Quelozin tekemää ensimmäistä kuuman Jupiterin havaintoa auringonkaltaisen tähden kiertoradalta vuonna 1995, puolalainen tähtitieteilijä Aleksander Wolszczan ja kanadalainen Dale Frail raportoivat vieläkin omituisemmasta planeetasta kiertämässä kuollutta tähteä, pulsariksi kutsuttua tähden jäännettä. Pulsareita kiertävien planeettojen olemassaoloa ei ollut osannut ennustaa kukaan, koska kyseessä ovat vinhasti pyörähtelevät neutronitähdet, jotka muodostuvat massiivisten tähtien ydinten jäänteinä niide ulko-osien räjähtäessä supernovina avaruuteen. Ilmeisesti supernovina räjähtäviä tähtiä kiertävät planeetat eivät selviydy räjähdyksestä — jos niitä edes esiintyy niin massiivisten ja lyhytikäisten tähtien kiertolaisina — vaan planeetat syntyvät räjähdyksen jälkeen jäljelle jääneestä tähteä kiertävästä materiasta. Mutta planeettoja on havaittu myös valkoisten kääpiöiden järjestelmistä. Ne taas ovat pienempien tähtien jäänteitä, jotka ovat kutistuneet tiiviiksi mutta kirkkaiksi kappaleiksi ydinpolttoaineen loputtua. Pienemmät tähdet eivät kuole näyttävään ilotulitukseen, vaan vain tiivistyvät ja kutistuvat, hiipuen lopulta hiljalleen pois näköpiiristä.

Kuva 1. Rengassumu M57, joka on syntynyt tähden kuoltua ja puhallettua ulkokerroksensa avaruuteen pallomaiseksi muodostelmaksi. Jäljelle on jäänyt sumun keskellä näkyvä valkoinen kääpiö Kuva: AURA/ STScI/NASA.

Osuvan termin nekroplanetologia, eli kuolleiden tähtien planeettakuntien tutkimuksen, otti käyttöön Girish Duvvuri artikkelissaan valkoista kääpiötä WD 1145+017 kiertävästä epäsäännöllisestä materiakiekosta (1). Termi on hyvin kuvaava, sillä tähti on tuhoamassa planeettakuntansa jäänteitä. Järjestelmästä lyhyeltä kiertoradalta havaittu kappale, halkaisiltaan vain noin 15% Maapallosta, on niin lähellä tähteään, että siitä vuotaa ainesta tähteen jatkuvana virtana säteilyn haihduttaessa ja voimakkaiden vuorovesivoimien irrottaessa aineksen pois kiertolaisen vetovoimakentästä. Vaikka kyse on pienestä kappaleesta materiaa, joka rinnastuu lähinnä Aurinkokunnan asteroideihin tai komeettoihin, se on osa järjestelmän planetaarista materiakiekkoa, ja kertoo osaltaan sen kehityshistoriasta. Mutta enimmäkseen se kertoo järjestelmän kuolemasta — kiertolainen WD 1145+017 b on luultavasti vain löyhästi gravitaation yhteen sitoma kasa ainesta, kuin tähteä ympäröivän kertymäkiekon hienoinen paakku, joka luultavasti hajoaa miljoonien vuosien kuluessa kokonaan ja jonka atomit saavat loppusijoituspaikkansa osana valkoisen kääpiötähden tiivistä pintaa.

Valkoiset kääpiöt ovat tyypillisesti hyvin pieniä. Ne ovat ooltaan vain suunnilleen Maapallon kokoisia mutta pieneen kokoon on pakattu lähes Aurinkoa vastaava massa. Kompaktiutensa takia valkoisten kääpiöiden editse radallaan liikkuvat planeetat tai planetoidit on kuitenkin helppoa havaita, koska niiden himmentävä vaikutus on valtaisa. Maapallon kokoluokkaa olevan kirkkaan tähden eteen liikkuva pienikin kappale aiheuttaa havaittavaa himmentymistä sellaisten huipputarkkojen instrumenttien kuten TESS-avaruusteleskooppi ottamissa kirkkausmittauksissa. Mutta toisinaan ylikulun aiheuttava kappale on valtaisa (Kuva 2.) — valkoisen kääpiön WD 1856+534 tapauksessa kiertolaisena on kooltaan jopa tähteä suurempi jättiläisplaneetta, joka on massaltaankin peräti yhdeksän kertaa Jupiteria suurempi (2). Se osoittaa jättiläisplaneettojen voivan selviytyä tähden kuolemasta, jos niiden tähtikumppani luhistuu valkoiseksi kääpiöksi.

Kuva 2. Valkoisen kääpiön WD 1856+534 himmeneminen havaittuna kahdella eri teleskoopilla jättiläisplaneetan kulkiessa sen editse. Havaittu himmeneminen on suuruudeltaan lähes 60%. Kuva: Vanderburg et al.

Epätyypilliset planeettahavainnot

Ylikulkujen havainnoinnista on tullut rutiinia ja tärkein planeettahavaintoja tuottava menetelmä sitten radiaalinopeustekniikan, jossa havaitaan doppler-ilmiöstä aiheutuvia pienen pieniä mutta jaksollisia tähden värin muutoksia planeetan heilutellessa niitä vetovoimallaan. Eksoplaneettojen merkkien havaitseminen muilla menetelmillä on paljon vaikeampaa ja vaatii osakseen runsaasti tuuria. Joskus tuuria kuitenkin on, kun jokin tähti tuhansien valovuosien päässä meistä sattuu kulkemaan galaktisella kiertoradallaan lähes täsmälleen jonkin vieläkin kaukaisemman taustataivaan tähden editse. Silloin sen gravitaatio muodostaa linssin valon taipuessa suhteellisuusteorian matemaattisten kaavojen mukaisesti hiukan matkallaan tähden ohi ja taustataivaan tähti kirkastuu muutaman päivän ajaksi valtavasti linssin voimistaessa teleskooppeihimme saapuvaa valoa. Tunnetaan yli sata tapausta, joissa linssinä toimivaa tähteä kiertävä planeetta on sattunut täsmälleen sopivaan kohtaan ja myös planeetan vetovoima toimii taustan tähteä voimistavana linssinä muutaman tunnin ajan. Voimme silloin havaita planeetan vetovoiman vaikutuksen ja selvittää sen ominaisuuksia.

Vaikka yksittäinen havainto onkin kovin epätodennäköinen, gravitaatiolinsseinä toimivia planeettoja on löydetty jo niin monta, että on voitu varmentaa planeettojen yleisyydestä Auringon lähinaapurustossa tehtyjen havaintojen pätevän myös kauempana galaksissamme. Havainto on mahdollista vain suuntaamalla teleskooppi johonkin taivaan alueeseen, jota se saa tarkkailla hievahtamatta kuukausien ajan. On havaittava valtavaa joukkoa tähtiä, jotta edes yksi gravitaatiolinssi saadaan näkyviin. Mutta yhdestäkin havainnosta saadaan paljon tietoa hetken verran. Havaitun kirkastumisen suuruus ja kesto paljastavat niin planeetan massan kuin sen kiertoradankin ominaisuuksia, jolloin voidaan saada kokonaiskuva havaitun planeetan tyypistä ja karkeista ominaisuuksista. Havainto on kuitenkin vain ohimenevä mahdollisuus, koska samaa planeettaa ei voida havaita enää koskaan tulevaisuudessa . Se ei satu enää koskaan kulkemaan yhtä tarkasti toisen tähden editse emmekä voi sitä nähdä enää muillakaan keinoin, koska jo sen etäisyydessä meistä on tuhansien valovuosien epävarmuudet.

Planeettojen havaitsemisessa gravitaatiolinssi-ilmiön avulla on hyvät ja huonot puolensa. Kyky havaita kaukaisempia kohteita kuin muilla menetelmillä tarjoaa tietenkin mahdollisuuden tutkia planeetoja muuallakin kuin aivan Auringon lähiympäristössä mutta gravitaatiolinssihavainnot tarjoavat mahdollisuuden havaita myös planeettoja, jotka ovat kauempana tähdestään. Ylikulku- ja radiaalinopeusmenetelmä ovat herkimmillään lähellä tähtiä kiertävien planeettojen havainnoinnissa mutta gravitaatiolinssimenetelmä on parhaimmillaan, jos planeetat ovat kauempana, usean AU:n etäisyydellä tähdistään. Itse asiassa, planeetta saattaa olla jopa sinkoutunut ulos planeettakunnasta, jossa se syntyi. Näiden tähdettömien, omia reittejään galaksimme keskustan ympäri vaeltavien planeettojen määrä on luultavasti todella suuri ja nekin ovat havaittavissa toimiessaan gravitaatiolinsseinä taustataivaan tähdille. Vähintän Jupiterin kokoisia tähtienvälisiä planeettoja on galaksissamme arvioiden mukaan karkeasti yhtä paljon kuin tähtiä, joten ne tarjoavat kokonaan omanlaisen, erikoisen tutkimuskohteen ja ikkunan siihen, minkälaisia planeettoja maailmankaikkeus pitää sisällään.

Tähtienvälisten planeettojen olemassaolo on jo sinällään eräänlainen tähtitieteen mysteeri. Tiedetään, että planeetat saattavat sinkoutua keskinäisten vetovoimiensa vuoksi pois syntyjärjestelmistään, muuttuen hetkessä tähtienvälisiksi planeetoiksi. Se onkin luultavasti tapa, jolla valtaosa tähtienvälisistä planeetoista syntyy — ne ovat kuten muutkin tähtiään kiertävät planeetat mutta jossakin vaiheessa planeettakunnan kaoottisten syntyvaiheiden aikana ne kokivat lähiohituksia planeettakumppaniensa kanssa ja päätyivät tähtensä vetovoimakentän ulkopuolelle ikuiseen pimeyteen ja yksinäisyyteen. Vaihtoehtoisesti jättiläisplaneetat saattavat kuitenkin syntyä myös yksin, jolloin ne ovat tavallaan kuin pienikokoisia epäonnistuneita tähtiä, jotka jäivät aivan liian keveiksi kyetäkseen käynnistämään ydinreaktiot ytimissään. Ei ole lainkaan selvää pitäisikö sellaisia kappaleita edes kutsua planeetoiksi — planeetat kun määritellään tavallisesti tähtien kiertolaisiksi aivan kuten kuut ovat planeettojen kiertolaisia. Mutta tähtitieteilijät kyllä tavallisesti kutsuvat tähtienvälisiä, massaltaan planeettoihin vertautuvia kappaleita planeetoiksi. Ehkäpä kiertoradan ominaisuuksien ei tarvitsekaan vaikuttaa kappaleiden luokitteluun — onhan tähtiäkin yksinäisinä, pareittain, tai jopa hierarkisissa usean tähden monimutkaisissa järjestelmissä.

Kuva 3. Mustalla ympyrällä merkitty kirkas piste on todennäköisesti tähtienvälinen planeetta (3). Kuva: Delorme et al.

Tähtienvälisten planeettojen havaitsemisessa tarvitaan kärsivällistä laajan taivaan alueen havaitsemista silmääkään räpäyttämättä. Sitä tekee tulevaisuudessa Nancy Grace Roman -avaruusteleskooppi, jonka odotetaan löytävän jopa 400 tähtienvälistä planeettaa. Mutta uuden avaruusteleskoopin suunnitellussa havaintoprojektissa tähtienväliset planeetat ovat vain yksi sivujuonne. Teleskoopin arvioidaan näkevän peräti 100000 planeetan ylikulut ja se kykenee niin suureen tarkkuuteen, että on ensimmäistä kertaa mahdollista havaita rutiininomaisesti lähitähtiä kiertäviä Marsin kokoisia, pieniä kiviplaneettoja. Parasta on kuitenkin Roman -avaruusteleskooppiin suunniteltu koronografiksi kutsuttu tähdenvarjo, jolla havaittavan tähden valo voidaan suodattaa pois ja sen alta saadaan esiin suorat havainot lähitähtiä kiertävistä planeetoista. Lukuunottamatta joitakin kandidaatteja eläviksi planeetoiksi, ja muutamia mielenkiintoisia suoraan kuvattuja kappaleita, Roman -teleskoopin havainnot jäävät luultavasti valtaosaltaan pimentoon, median kiinnostuksen tavoittamattomiin, numeroiksi tilastoissa, joiden pohjalta päättelemme kuinka yleisiä eri kokoiset planeetat ovat erilaisilla radoilla galaksissamme. Tähtitieteilijöille kyseessä on kuitenkin eksoplaneettatutkimuksen aarreaitta, jonka ovien avautumista alan tutkijat jo odottavat vesi kielellä.

Planeetan nimeen

On täysin totta, että eksoplaneetat varmasti saisivat enemmän huomiota, jos niillä olisi oikeita tavallisten ihmisten vaivatta luettavissa ja äännettävissä olevia nimiä pelkkien luettelokoodien ja numerosarjojen sijaan. Gravitaatiolinssi-ilmiön avulla havaittu OGLE-2017-BLG-0482L b ei vaikuta kovinkaan helposti lähestyttävältä tavaankappaleelta hirviömäisine nimineen. Vaikka nimi on tähtitieteilijöille ymmärrettävä ja informatiivinen, se jää auttamatta huomiossa toiseksi sellaisten eksoplaneettojen rinnalla, jotka on nimetty tähdistöjen mukaan. Esimerkiksi ensimmäinen havaittu toista auringonkaltaista tähteä kiertävä planeetta on nimeltään 51 Pegasi b. Vastaavasti, kaksi muuta Paul Butlerin vuonna 1996 raportoimaa planeettaa tunnetaan nimillä 47 Ursae Majoris b ja 70 Virginis b — kaikki nämä nimet ja numerot viittaavat eri tähtikuvion tähtien kirkkausjärjestykseen ja sen tietyllä sijalla olevaa kohdetta kiertävään ensimmäiseen kappaleeseen, johon viitataan b-kirjaimella. Mutta kansanvälinen tähtitieteen unioni IAU on antanut planeetoille myös triviaalinimiä. Planeetta 47 UMa b tunnetaan myös nimellä Taphao Thong ja 51 Pegasi b on ssaanut nimen Dimidium mutta tällaisten uusien nimien vakiintuminen vie luultavasti vuosikymmeniä — en ainakaan ole nähnyt yhdenkään tähtitieteilijän koskaan käyttävän näitä nimityksiä tuttujen 51 Peg b ja 47 UMa b sijaan.

Toisin kuin asteroidien tai komeettojen tapauksessa, tähtitieteilijät eivät voi halutessaan antaa virallisia nimiä eksoplaneetoille. Siksi heidän keskinäisessä kommunikaatiossaan käyttämiä lempinimiä eri planeetoille ei käytetä julkaisuissa tai planeettakatalogeissa. IAU antaa kuitenkin ajoittain eniten tutkituille eksoplaneetoille nimiä, tyypillisesti perustuen eri alkuperäiskansojen jumaltarustoihin tai perinteisiin. Hiljattain IAU järjesti jokaiselle planeettamme valtiolle mahdollisuuden järjestää äänestys yhden eksoplaneetan nimeämiseksi. Helsingin yliopisto otti Suomessa vastuun äänestyksestä, jossa päätettiin uusi nimi tähdelle HAT-P-38 ja sitä kiertävälle kuumalle jättiläisplaneetalle HAT-P-38 b. Tiukan äänestyksen jälkeen nimiksi valittiin Horna ja Hiisi, joten perinteestä käyttää tarustoja apuna eksoplaneettojen nimeämisessä pidettiin vahvasti kiinni. Omat ehdotukseni, pohjoissaamenkieliset Lievla ja Áhcagastin, eli suomeksi Höyry ja Hehku, sijoittuivat äänestyksen kärkipäähän mutteivät aivan selvinneet voittajiksi.

Osaltaan tähtitieteilijöiden loppumaton jääräpäisyys estää helpompia planeettojen nimiä vakiintumasta ja auttaa osaltaan pitämään monet jännittävät maailmat suurelta yleisöltä piilossa. Tunnustan syyllistyneeni siihen itsekin käyttäessäni julkaisuissani muutamalle tutuimmalle planeetakunnalle vain koodinimiä ’551’, ’699’ aj ’191’. Ne ovat Gliesen luettelon punaisten kääpiötähtien järjestysnumeroita. Tähdet tunnetaan paremmin nimillä Proxima Centauri, Barnardin tähti ja Kapteynin tähti, joiden jokaisen planeettakuntia olen ollut löytämässä ja tutkimassa. Tähdet on nimetty läheisyytensä (Proxima) tai löytäjiensä mukaan mutta niitä kiertäviin planeettoihin viitataan vain pienillä kirjaimilla b tai c. Mieleen vuosien saatossa pinttyneitä nimityksiä on kuitenkin hankalaa muuttaa ja siksi numerokoodit pysyvät varmaankin tähtitieteilijöiden käytössä vielä pitkään jopa aivan kaikkein tutuimmillekin kohteille. Kaikeksi onneksi näille huippukiinnostaville lähiavaruuden aurinkokunnille on hiukan helpommatkin nimet kuin vain pelkät numerokoodit ja kosmiset puhelinnumerot, joiden lukeminen tekee jopa kokonaisten uusien maailmojen tutkimisesta raskasta aivan kenelle hyvänsä tottumattomalle tähtitieteen harrastajalle.


Tekstin kirjoittamiseen inspiroi Damond Benningfield kirjoituksellaan ”Exoplanets in the Shadows”, EOS Science News. Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.

Aiheesta lisää

Lähteet

  1. Duvvuri et al. 2020. Necroplanetology: Simulating the Tidal Disruption of Differentiated Planetary Material Orbiting WD 1145+017. The Astrophysical Journal, 893, 166.
  2. Vanderburg et al. 2020. A giant planet candidate transiting a white dwarf. Nature, 585, 363.
  3. Delorme et al. 2012. CFBDSIR2149-0403: a 4–7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus? Astronomy and Astrophysics, 548, A26.

Proxima Centaurin rikas planeettakunta

Ennen vuotta 2016 Aurinkoa lähinnä sijaitseva tähti, pieni punainen kääpiötähti Proxima Centauri, oli vain yksi Auringon lähinaapuruston ja Linnunradan galaksin punertavista taivaan fuusioenergiaa säteilevistä plasmapalloista. Toisin kuin kumppaninsa, Alpha Centaurin kaksoistähti, Proxima ei näy paljaalla silmällä ja siksi sen se löydettiinkin vasta runsas vuosisata sitten. Lähes täsmälleen sata vuotta löytönsä jälkeen, sain olla mukana julkistamassa havaintoa tähteä kiertävästä planeetasta b, minkä jälkeen Proxima Centauri on ollut yksi tutkituimmista taivaan kohteista ja siitä on julkaistu satoja tieteellisiä tutkimuksia, joissa kuvataan planeetan ja tähden ominaisuuksia, tähden magneettista aktiivisuutta ja purkauksia, sekä vaikkapa järjestelmää ympäröivää pölykiekkoa.

Proxima b on tietenkin järjestelmän tunnetuin planeetta — onhan se juuri sopivalla etäisyydellä tähdestä, jotta sen pinnalla voi lämpötilan puolesta esiintyä nestemäisenä virtaavaa vettä. Planeetta on todennäköisesti hiukan Maata massiivisempi ja sen olemassaolo on sitten löytämisensä tullut jopa varmistetuksi riippumattomin havainnoin. Proxima b on mitä suurimmalla todennäköisyydellä vuorovesilukkiutunut siten, että se näyttää aina saman kylkensä tähdelleen. Teknisesti ottaen planeetan vuorokausi ja vuosi ovat siis silloin saman pituisia mutta planeetan pinnalla ei tapahdu vuorokausivaihteluita. Valoisalla puolella ollaan ikuisessa punaisen auringon loisteessa kun taas pimeä puoli ei näe tähden valoa koskaan. Se taas asettaa mielenkiintoisia rajoitteita planeetan elinkelpoisuudelle — luultavasti ei kuitenkaan mitään ylitsepääsemätöntä.

Joistakin arveluista poiketen, myöskään Proxima Centaurin aktiivinen purkautuminen ei vaikuta olevan este elämän esiintymiselle Proxima b:n pinnalla. Heti planeetan löytämisen jälkeen, tutkijat kiinnittivät huomiota kahteen mielenkiintoiseen havaintoon. Proxima b:n kiertorata on hyvin lähellä tähtensä pintaa sen kiertäessä radallaan tähden ympäri vain 11 päivässä. Se taas tarkoittaa, että pienetkin tähden purkaukset voivat vaikuttaa Proxima b:n pintaolosuhteisiin merkittävällä tavalla. Ja Proxima Centauri purkautuu usein ja verrattaen voimakkaasti. Joidenkin arvioiden mukaan Proxima b:n pinnalle saapuu 30 kertaa enemmän ultraviolettisäteilyä kuin Maahan ja jopa 250 kertaisesti röntgensäteilyä (1). Purkaukset ovatkin voineet hajottaa planeetan pinnan vesimolekyylejä ja saada kevyen vedyn karkaamaan avaruuteen mutta edes tämä prosessi ei luultavasti tuomitse planeettaa elinkelvottomaksi.


Proxima b ei kuitenkaan ole yksin. Tähden kiertoradalta havaittiin jo vuonna 2020 toinenkin kiertolainen (2), ulkoplaneetta Proxima c, joka on massaltaan noin seitsemän kertaa Maapallon kokoinen, luultavasti jäinen supermaapallo. Löytö saatiinkin pian varmennettua riippumattomasti. Planeetasta on mahdollisesti jopa havaittu merkkejä suoraan kuvaamalla, mikä tarkoittaisi sitä, että sen havaitseminen vasta vuodenvaihteessa avaruuteen ammutun James Webb -avaruusteleskoopin avulla olisi mahdollista jo kuluvan vuoden aikana. Asiassa on tietenkin monia mutkia — on mahdollista, että alustava suoraan kuvaamalla saatu havainto on vain jokin epätodennäköinen havaintolaitteiston aiheuttama anomalia ja planeetan todellinen kirkkaus onkin huomattavasti heikompi. Silloin edes Webb ei kykenisi sitä näkemään. Havaintoa kannattaa kuitenkin ehdottomasti koettaa, koska tarjolla olisi ensimmäinen valokuva supermaapallosta toisen tähden kiertoradalla. Proxima Centauria ympäröi myös pölyrengas, mikä tarkoittaa sitä, että järjestelmässä on runsain mitoin planeettoja pienempiä kappaleita Aurinkokunnan ja monien muiden tyypillisten planeettakuntien tapaan.

Tuorein löytö on pieni, massaltaan vain noin kaksi kertaa Marsin kokoinen sisempi planeetta Proxima d, lämmin kiviplaneetta, joka kiertää tähden ympäri vain viidessä päivässä (4). Planeetasta aiemmin saadut viitteet on nyt varmennettu ja sen olemassaolo vaikuttaa selvältä. Koska olen vuosien saatossa analysoinut roppakaupalla Proxima Centaurista tehtyjä havaintoja, palasin katsomaan mitä tuloksia olinkaan saanut käymällä vanhoja havaintoja kehittämälläni uudella tekniikalla läpi vuonna 2019. Toden totta, löysin Proxima d:n olemassaolosta kertovan signaalin jo tuolloin huomattavasti nykyistä epätarkemmista havainnoista. En koskaan julkaissut tulosta, koska planeetan olemassaolosta kertova signaali ei ollut tilastollisesti tarpeeksi merkitsevä. Näin jälkikäteen kyseessä on kuitenkin mielenkiintoinen asia, koska Kuvassa 1. näkyvä periodogrammin todennäköisyysmaksimi tarjoaa itse asiassa riippumattoman varmistuksen Proxima d:n olemassaolosta — jos sellaista kukaan sattuu kaipaamaan.

Kuva 1. Periodogrammiksi kutsuttu jaksollisten signaalien etsintään soveltuva tulos Proxima Centaurin havainnoista. Kuvaajassa näkyy korkeimpana todennäköisyysmaksimina 5.19 päivän jaksollisuus, joka vastaa virhemarginaalien puitteissa Proxima d:n signaalia. Kuva: M. Tuomi.

Proxima Centaurin planeettakunnasta saadut tiedot osoittavat, että kyseessä on valtavan monimuotoinen ja kiinnostava järjestelmä, josta luultavasti tehdään jatkossakin vielä runsaasti kiinnostavia havaintoja. Taidan kuitenkin aivan aluksi ottaa yhteyttä Proxima d:n löytäneisiin tutkijoihin ja pyytää heidän havaintonsa uudelleen analysoitavakseni. Kukapa tietää mitä niistä saan menetelmilläni selville.


Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.

Lisää aiheesta

Lähteet

  1. Ribas et al. 2016. The habitability of Proxima Centauri b. I. Irradiation, rotation and volatile inventory from formation to the present. Astronomy and Astrophysics, 596, A111.
  2. Damasso et al. 2020. A low-mass planet candidate orbiting Proxima Centauri at a distance 1.5 AU. Science Advances, 6.
  3. Anglada et al. 2017. ALMA discovery of dust belts around Proxima Centauri. The Astrophysical Journal, 650, L6.
  4. Faria et al. 2022. A candidate short-period sub-Earth orbiting Proxima Centauri. Astronomy and Astrophysics, 658, A115.

Planeettakunta tasapanon reunalla

Planeettakunnista voidaan saada tietoa yllättävilläkin tavoilla. Yksi niistä on stabiilisuuden tarkastelu tutkimalla kuinka lähellä planeettojen radat ovat kaoottista järjestelmää, joka johtaisi kappaleiden välisiin törmäyksiin tai yhden tai useamman kiertolaisen sinkautumiseen järjestelmän ulkopuolelle. Tutkijat yksinkertaisesti heilauttavat planeettojen ratoja hiukan ja katsovat voiko muokattu järjestelmä pysyä kasassa käyttämällä tietokonesimulaatioita planeettojen radoista pitkälle tulevaisuuteen. Kyseessä on yksi tavoista tehdä tutkimusta pelkällä tietokoneella mutta se onnistuu, koska gravitaatiovoima on niin tarkkaan tunnettu, että sen toimintaa voidaan mainiosti ennustaa pitkissäkin tietokonesimulaatioissa — ainoana vaikeutena on gravitaatiota kokevien monimutkaisten järjestelmien laskennallinen kompleksisuus, joka tekee niiden käyttäytymisen ennustamisesta laskennallisesti raskasta, supertietokoneita vaativaa puuhaa.

Jos pienikin muutos planeettojen radoissa aiheuttaa kaoottista käyttäytymistä, voidaan vetää se johtopäätös, että planeettakunta on stabiilisuuden rajalla, vain hiuksenhienosti katastrofin välttäneenä järjestelmänä. Toisin ei tietenkään edes voi olla — on äärimmäisen epätodennäköistä havaita planeettakunta juuri, kun se on hajoamassa omaan dynaamiseen mahdottomuuteensa. Epästabiilit planeettakunnat ovat luonnollisesti hajonneet jo kauan sitten ja siksi ainuttakaan sellaista ei tunneta.

Yksi mielenkiintoisimmista järjestelmistä on läheinen TRAPPIST-1 -tähden planeettakunta, josta on saatu runsaasti tietoa viime vuosien kuluessa. Sen seitsemän kiviplaneettaa muodostavat mielenkiintoisen, tiukkaan pakatuilla harmonisilla radoilla tähteään kiertävien planeettojen järjestelmän. Tiedämme, että planeetat ovat tiheydeltään Maata pienempiä (1). Silloin niiden rauta-nikkeli ytimet ovat suhteelliselta kooltaan Maan ydintä pienempiä tai planeettojen koostumuksesta suurempi osa on keveämpää ainesta. Yksi mahdollisuus on planeettojen korkea vesipitoisuus, joko niiden kuorikerroksiin sitoutuneena vetenä tai pintaa peittävinä satojen kilometrien syvyisinä valtamerinä. Mutta planeetat ovat niin lähellä tähteään, että ajateltiin järjestelmän syntyaikoina kirkkaampana loistaneen nuoren tähden haihduttaneen läheltään kaiken veden ja jättäneen planeetat kuiviksi. Hypoteesin mukaan veden olemassaolo, jos sitä tosiaankin on, tarkoittaa sitä, että sen on täytynyt kulkeutua planeetoille myöhemmin. Kyseessä on mainio tieteellinen hypoteesi, joka ennustaa planeettakunnan syntyhistoriaa, auttaa selittämään sen ominaisuuksia, on verrattavissa havaintoihin ja tietokonesimulaatioihin, ja osoittautui uudessa tutkimuksessa vääräksi (2).

Kuva 1. Hahmotelma vaihtoehdoista TRAPPIST-1 -järjestelmän planeettojen koostumuksille. Vaihtoehtoina on selkeän ytimen puuttuminen ja raudan jakaantuminen tasaisemmin planeetan sisälle; suhteellisesti Maan ydintä pienempi rautaydin; tai maankaltainen koostumus päällystettynä paksulla valtamerellä. Kuva: NASA/JPL-Caltech.

Planeettojen koostumuksen tutkiminen perustuen suureksi osaksi vain kahteen numeroon, tietoon niiden fyysisestä koosta ja massasta, on suunnattoman hankalaa mutta onneksemme TRAPPIST-1 -järjestelmästä voi saada tietoa muillakin keinoilla. Ensimmäinen vinkki saadaan mittaamalla järjestelmän planeettojen keskinäistä vuorovaikutusta, kun planeetat kulkevat tähden editse joitakin minuutteja säännöllistä ajankohtaa aiemmin tai myöhemmin.

Kuten kaikki maailmankaikkeuden kappaleet, planeetat vaikuttavat myös toistensa ratoihin vetovoimansa välityksellä. Erityisesti ollessaan lähekkäin, ne heilauttavat toisiaan eri suuntiin tehdessään lähiohituksia radoillaan. Silloin tiheästi pakattujen planeettakuntien kappaleet vilahtavat vuoroin hiukan etuajassa tähtensä pinnan editse, vuoroin ne saapuvat himmentämään tähteään aavistuksen myöhässä. Efekti on pieni verrattuna tyypilliseen ylikulun tunnin tai parin kestoon mutta se on mainiosti havaittavissa määrittämällä jokaisen ylikulun keskiajankohta, eli hetki, jolloin planeetta on kaikkein lähimpänä tähden kiekon keskikohtaa. TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoilla heilahtelu on mainiosti erotettavissa johtuen planeettojen ratojen lähekkäisyydestä ja siitä, että ylikulkuja on havaittu useita. Ilmiö auttaa saamaan tietoa siitä, kuinka stabiili järjestelmä on kyseessä ja kuinka pieni heilahdus planeettojen radoissa suistaisi planeettakunnan kaaokseen. Tuoreessa julkaisussaan, Bordeauxin yliopiston Sean Raymond kollegoineen suoritti tarvittavat laskelmat (2).

TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetat ovat resonoivilla radoilla. Se on tähtitieteilijöiden jargonia ja tarkoittaa vain sitä, että järjestelmän vierekkäisten planeettojen kiertoaikojen suhde vastaa erittäin tarkasti joidenkin kahden yksinkertaisen kokonaisluvun suhdetta. Tilannetta voi kuvata yksinkertaisella numerosarjalla 24:15:9:6:4:3:2 — kun uloin planeetta kiertää tähden 2 kertaa, toiseksi uloin suorittaa 3 ratakierrosta. Samassa ajassa kaikkein sisin planeetta kiertää tähden ympäri peräti 24 kertaa ja toiseksi sisin 15, mikä saa ne muodostamaan keskenään harvinaisen 8:5 resonanssin. Uloimpien planeettojen 3:2 resonanssi puolestaan on varsin tyypillinen tiiviisti pakattujen planeettojen järjestelmissä. Rataperiodien suhde taas vastaa hyvin tarkkaan kokonaislukujen suhdetta, koska järjestelmä on dynaamisesti stabiilimpi ollessaan resonanssissa. Silloin pienetkin heilahdukset planeettojen radoissa tulevat korjatuksi resonanssiketjun ratoja vakauttavan vaikutuksen ansiosta. Mutta liian suuri heilautus suistaisi planeettakunnan kaaokseen ja hajottaisi sen. Raymondin tutkimusryhmän tulosten mukaan vain oman kuumme kokoisen kappaleen vuorovaikutus riittäisi siihen.

Planeetat päätyvät tiiviiksi ryppäiksi resonoiville radoille jo planeettakunnan synnyn alkuvaiheissa, kun tähden ympärillä on vielä kertymäkiekoksi kutsuttu muodostelma kaasua ja pölyä. Kaasun kitka hidastaa planeettojen ratanopeuksia ja ne siirtyvät hiljalleen kohti tähteään. Aivan tähden läheltä kaasu ja samalla kitkavoimat kuitenkin puuttuvat, joten kiekon sisäreunan saavutettuaan sisin planeetta ei enää liiku sisemmäksi. Sitä ulommat planeetat taas päätyvät niin lähelle toisiaan kuin voivat, koska rataresonanssit sisempien planeettojen kanssa tuottavat kitkaa vastustavan voiman. Syntyy vain juuri ja juuri stabiileja, tiiviitä planeettaryppäitä, joiden tulevaisuus on veitsenterällä.

Pitkien resonanssiketjujen kestävyys on heikkoa ja niiden esiintyminen planeettakunnissa on kohtuullisen harvinaista. Ne voivat rikkoutua helposti — TRAPPIST-1 -järjestelmän tapauksessa vain Kuun verran materianvaihtoa riittäisi järjestelmän muuttumiseen kaoottiseksi. Sellaista massanvaihtoa järjestelmässä ei siis ole tapahtunut, joten planeetat eivät ole myöskään saaneet merkittävää määrää lisämassaa esimerkiksi komeettojen törmäyksien myötä. Koska komeetat ovat koostuneet juuri niistä helpoiten haihtuvista aineksista, pääasiassa vedestä sen kiinteässä olomuodossa, vettä ei ole voinut kulkeutua planeettojen pinnoille merkittäviä määriä muodostumisen jälkeen, vaan sen on täytynyt olla osa planeettojen koostumusta jo niiden syntyajoista asti.

Tilanne on ongelmallista selittää. Vastasyntyneet tähdet ovat kuumia ja aktiivisia ja haihduttavat keveät molekyylit kuten veden nopeasti läheltään. On siis mahdotonta, että planeetat olisivat muodostuneet vesipitoisiksi lähellä nykyisiä ratojaan. Toisaalta, vettä ei ole voinut kulkeutua niiden pinnoille riittävissä määrin myöskään myöhemmissä vaiheissa, koska herkän resonanssijärjestelmän rakenne olisi tuhoutunut. Silloin jää vain kaksi realistista vaihtoehtoa. Joko planeetat ovat kuivia ja niiden rautaytimet ovat pienemmät kuin Maalla ja Venuksella tai planeetat muodostuivat kauempana tähdestään ja ovat vaeltaneet radoilleen etäisyyksiltä, joilta vesi ei ehtinyt koskaan haihtumaan edes tähden oltua nuorena kirkkaampi ja kuumempi. Vailla runsaita määriä vettä, TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoista uloimmat saattavat olla kuin Marsin suurikokoisia vastineita. Vastaavasti, kaksi sisintä järjestelmän maailmaa muistuttavat luultavasti suureksi osaksi Venusta. Planeetoista d ja e taas ovat pintalämpötiloiltaan eniten maankaltaisia mutta niiden pienempi massa, tiheys ja koko tekevät niistä hyvin omanlaisiaan maailmoja (Kuva 2.). Emme voi siksi sanoa aivan varmasti ovatko järjestelmän planeetat elinkelpoisia siinä mielessä kuin termin käsitämme suhteessa omalta planeetaltamme havaittuun elämään — suhteessa sopivan lämpöiseen kiviseen pintaan, jonka päällä vesi pääsee virtaamaan vapaasti. Ehkäpä juuri pinnan elinkelpoisuuden vaatimukset eivät täyty mutta planeetat ovat silti pinnanalaisen mikrobiston valtaamia kuten Maakin.

Kuva 2. TRAPPIST-1 -järjestelmän planeettojen vertailu Aurinkokunnan kiviplaneettoihin huomioiden niiden tiheys, suhteelliset koot ja niiden pinnalle saapuvan säteilyn määrä. Kuva: NASA/JPL-Caltech.

Saamme runsaasti uutta tietoa TRAPPIST-1 -järjestelmän planeetoista aivan lähitulevaisuudessa, kun tuoreeltaan avaruuteen laukaistu James Webb -avaruusteleskooppi kykenee havaitsemaan sen planeettojen kaasukehien koostumuksia. On mahdollista selvittää kaasukehien kemiallisia tasapainotiloja ja saada jopa merkkejä siitä, onko elämä voinut muokata niiden ominaisuuksia aineenvaihdunnallaan. Vaikkemme varmaankaan kykene näkemään varsinaisia biomarkkereita, saamme silti paljon nykyistä kattavamman kuvan planeettojen ominaisuuksista, niiden vesipitoisuudesta ja kehityshistoriasta — sekä siitä, kuinka elinkelpoinen planeettojen kokoelma TRAPPIST-1 -järjestelmä oikein on.


Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.

Lisää aiheesta

Lähteet

  1. Agol et al. 2021. Refining the Transit-timing and Photometric Analysis of TRAPPIST-1: Masses, Radii, Densities, Dynamics, and Ephemerides. The Planetary Science Journal, 2, 1.
  2. Raymond et al. 2021. An upper limit on late accretion and water delivery in the TRAPPIST-1 exoplanet system, Nature Astronomy.

Havaintojen rajamailla: Uusi epätodennäköinen eksokuu

Jättiläisplaneettojen ympärillä pörrää gravitaation vääjäämättömien lakien vankina tyypillisesti monipuolinen armada kaikenlaisia sekundäärisiä planeettoja ja pienempiä kiertolaisia, joita kutsutaan tutummin kuiksi. Ainakin Aurinkokunnassa, pienemmät kappaleet ovat monin verroin suurempia todennäköisempiä, eikä ole ainuttakaan syytä olettaa, etteikö sama tilanne vallitsisi muuallakin. Vaan eksokuista ei ole edelleenkään saatu selkeää havaintoa, joka olisi hyväksytty tähtitieteilijöiden armottoman kriittisessä yhteisössä oikeaksi, varmennetuksi löydöksi. Joitakin merkkejä toisten tähtijärjestelmien planeettoja kiertävistä kuista on saatu mutta niiden oikeellisuutta ei ole saatu varmennettua tai niiden olemassaolo on kyseenalaistettu.

Uunituore kandidaatti, Kepler-1708 b I, on kyllä vaikuttava eksokuukandidaatiksi (1) muttei muuta kokonaistilannetta miksikään. En ole sen havainnon oikeellisuuden suhteen kovinkaan toiveikas, ja pohjimmiltaan siihen on kaksi syytä. Postuloitu kuu on kooltaan 2.7 kertaa Maan kokoinen, mikä tekee siitä tyypiltään minineptunuksen ja sellaisten päätymistä jättiläisplaneetan kiertolaiseksi ei mikään planeettojen syntymalli ole kyennyt selittämään ongelmitta. Havainto on myös vain juuri ja juuri tilastollisesti merkitsevä, ja perustuu vain kahden jättiläisplaneetan ylikulun kohdalla havaittuihin anomalioihin, jotka saavat tyypillisesti symmetriset ylikulut vaikuttamaan epäsymmetrisiltä (Kuva 1.).

Kuva 1. Kepler-avaruusteleskoopin havainnot jättiläisplaneetan Kepler-1708 b ylikuluista. Tyypillisesti symmetrisissä ylikuluissa näkyy merkkejä vääristymistä, jotka on tulkittu planeettaa kiertävän kuun aiheuttamiksi. Kuva: Kipping et al.

Löydön tehneen David Kippingin johtaman ryhmän työskentelystä voi joka tapauksessa antaa vain hyvää palautetta. Tutkijat ovat analysoineet dataa eri keinoin lähes kolmen vuoden ajan, koettaen tehdä kaikkensa, jotta voisivat osoittaa kuun olemassaolosta kertovien havaintojen olevan väärin. Vasta epäonnistuttuaan kaikissa yrityksissään selittää havainnot erilaisilla tähden tai instrumentin fysikaalisilla prosesseilla tai kohinalla, tutkijat joutuivat hyväksymään tilanteen, jossa kuun olemassaolo näyttää olevan kaikkein todennäköisin selitysmalli. He raportoivat kuitenkin omankin epävarmuutensa auliisti, ja ilmaisivat selkeästi kyseessä olevan vain kandidaatti eksokuuksi, koska löytö on edelleen varmentamatta. Tarvitaan ensin toisen, riippumattoman tutkimusryhmän selvitys ja datan uudelleen analysointi, jotta varmistuu, etteivät tutkijat ole jättäneet mitään ilmeisiä selitysmalleja huomioimatta. Sen jälkeen tarvitaan riippumaton havainto. Esimerkiksi Hubble -avaruusteleskoopin avulla saattaisi voida selvittää onko kuu todella olemassa, jos sellaisia havaintoja vain on mahdollista tehdä.

Jos löytö on tosiaan oikea, se herättää runsaasti kysymyksiä jättiläismäisten kuiden syntyprosessista. On periaatteessa kaksi vaihtoehtoista tapaa saada lähes Neptunuksen kokoinen kuu kiertämään valtavaa kaasujättiläistä. Jos kuu on muodostunut planeetan kiertoradalle, on mahdotonta kuvitella miten kaasumainen aines muodostaisi kaksi suurta kappaletta yhden suuren jättiläisplaneetan sijaan. Ei ole olemassa planeetttojen syntymalleja, jotka kykenisivät selittämään monia kertoja Maata massiivisemman kappaleen synnyn jättiläisplaneetan kiertoradalle. Planeetan ympärille sen syntyvaiheissa muodostuvassa kertymäkiekossa ei missään tapauksessa riitä alkuunkaan materiaa niin suuren kuun muodostumiseen. Toinen vaintoehto on kaasumaisen naapuriplaneetan kaappaaminen kuuksi myöhemmässä vaiheessa. Sekin vaikuttaa epätodennäköiseltä, vaikka tapahtuma voikin olla mahdollista perustuen simulaatioihin (2).

On kuitenkin selvää, että kuiden havaitsemisen ollessa erittäin hankalaa, ensimmäiset löydöt ovat vääjäämättä kohteita, jotka ovat poikkeuksellisen suurikokoisia ja siten erikoisia. Syy on yksinkertaisesti siinä, että vajavaiset havaintolaitteemme ovat sitä herkempiä mitä suuremmista kappaleista on kyse. Enkäpä olemme siis jo nähneet varjoja ensimmäisistä eksokuista ja puutteellinen ymmärryksemme niiden monimuotoisuudesta maailmankaikkeudessa estää meitä pitämästä löytöjä kovinkaan varmoina. Se on kuitenkin vain hyväksyttävä, koska valtavan kiinnostavat tieteelliset tulokset vaativat aina taustalleen valtavan vankkaa todistusaineistoa.


Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.

Lisää aiheesta

Lähteet

  1. Kipping et al. 2022. An exomoon survey of 70 cool giant exoplanets and the new candidate Kepler-1708 b-i. Nature Astronomy.
  2. Hansen 2019. Formation of exoplanetary satellites by pull-down capture. Science Advances, 5, 8665.

Eksoplaneettatutkimuksen mullistava James Webb -avaruusteleskooppi

Auringon ja Maan muodostama kahden kappaleen järjestelmä on luultavasti parhaiten tunnetttu kahden kappaleen ongelman esimerkki. Tähtitieteessä kahden kappaleen ongelmalla tarkoitetaan kahden massallisen kappaleen liikettä muodostamansa järjestelmän gravitaatiokenttässä. Kyseessä on monimutkaisin täysin ratkaistavissa oleva järjestelmä. Jo kolmannen kappaleen lisääminen tekee järjestelmästä kaoottisen ja sen käyttäytymisestä hankalasti ennustettavaa, koska pienetkin erot kappaleiden alkutiloissa saavat aikaan suuria eroja vuosimiljoonien tai -miljardien päähän laskettuihin ennusteisiin. Silloin joudutaan turvautumaan numeerisiin ennusteisiin, jotka lasketaan nopeuttamalla ajan kulumista ja ennustamalla kappaleiden paikkoja pitkälle tulevaisuuteen. Mutta kahden kappaleen radat ovat erittäin helposti selvillä maailmankaikkeuden loppuun saakka.

Tähtitieteilijöillä onkin tapana tarkastella ympyräradalla toisiaan kiertävien kahden kappaleen järjestelmään niin sanotussa tasaisella kulmanopeudella pyörivässä koordinaatistossa, joka on asetettu siten, että molemmat kappaleet näyttävät pysyvän paikallaan tarjoten kaksi koordinaatiston kiintopistettä. Silloin kolmannen, massaltaan merkityksettömän pienen kappaleen radat ovat tarkkaan laskettavissa. Tuloksena on mielenkiintoinen diagrammi, jossa on viisi Lagrangen pisteiksi kutsuttua paikkaa. Ne ovat avaruuden kohtia, joissa äärimmäisen pienimassainen kappale pysyy paikallaan suhteessa kahteen suurempaan kappaleeseen mielivaltaisen kauan (Kuva 1.).

Kuva 1. Kaaavio Auringon ja Maan muodostaman kahden kappaleen järjestelmästä, jossa kolmas pienimassainen kappale voi olla paikallaan viidessä Lagrangen pisteiksi kutsutussa paikassa. Kuvan ohuet viivat kuvaavat energian tasapotentiaaleja, joita pitkin kappaleet voivat liikkua stabiileilla radoilla. Kuva: M. Twombly.

Jokainen nykyinen tähtitieteen opiskelija on laskenut taivaanmekaniikan peruskurssilla Lagrangen pisteiden paikat harjoitustehtävänä. Mutta ne ovat olleet tunnettuja jo kauan — ensimmäisenä pisteiden olemassaolosta sai vihiä Leonhardt Euler, 1700-luvun matemaatikko ja tieteilijä. Hän kuitenkin löysi ratkaisuiksi vain pisteitä L1, L2 ja L3 vastaavat kohdat, jotka sattuvat kahden kappaleen kautta piirretylle suoralle (Kuva 1.). Suoralta sivussa olevien pisteiden L4 ja L5 olemassaolon sai selville Joseph-Louis Lagrange vasta 1700-luvun lopulla hänen kehitettyään uusia matemaattisia tapoja formuloida tuttuja gravitaatiovoimien ja liikkeen yhtälöitä. Lagrangen löytämät ratkaisut ovat niitä kohtia avaruudessa, joissa esimerkiksi Auringon ja Jupiterin muodostamassa kahden kappaleen järjestelmässä on erityisen paljon ruuhkaa. Jupiterin L4 ja L5 -pisteet ovat nimittäin täynnä troijalaisiksi kutsuttuja asteroideja, jotka pysyvät stabiileilla radoilla Lagrangen ennustamissa paikoissa. Samanlaista ruuhkaa ei synny muihin pisteistä, koska L1, L2 ja L3 ovat labiileja — pienikin ulkopuolinen häiriö saa pisteissä sijaitsevat kappaleet lopulta poistumaan pisteiden lähetttyviltä.

Mutta pisteistä L2 on nyt ajankohtainen, koska James Webb -avaruusteleskooppi on saatettu matkaan kohti juuri sitä. Teleskooppi suuntaa Kuun radan tuolle puolelle, kiertolaistamme noin viisi kertaa kauemmaksi, missä Maan ja Auringon vetovoimat aikaansaavat radan, jossa teleskooppi voi viettää pitkiä aikoja vain minimaalisin ratakorjauksin, polttoainettaan säästäen. Webb kääntää Aurinkoa ja samalla meitä kohti valtaisat, tenniskentän kokoiset aurinkosuojansa, jotka estävät hajavaloa pääsemästä havaintolaitteisiin ja pitävät instrumentit matalassa lämpötilassa. Sen ohjausmoottorit varmistavat jatkuvasti, että teleskooppi kiertää hitaasti L2-pisteen ympäri radalla, jossa se pysyy poissa niin Maan kuin Kuunkin varjoista, mikä takaa aurinkopaneelien jatkuvan toiminnan ja havaintokampanjan toteuttamisen keskeytyksettä. Jos kaikki menee hyvin, Webbin vuosikymmenen pituinen kampanja saadaan käyntiin ensi heinäkuun aikana.

Uuden sukupolven instrumentti

Webb on aivan uudenlainen havaintolaite. Toisin kuin edeltäjänsä Hubble -avaruusteleskoopin raskas yksiosainen peili, Webbin peili on hiottu 18 kuusikulmaisesta kevytrakenteisesta palasesta, jotka asetetaan oikeaan muodostelmaan vasta teleskoopin lähestyessä asemapaikkaansa Kuun tuolla puolen. Samalla avataan myös valtava, monikerroksinen aurinkosuoja, ja käännetään apupeili paikalleen ohjaamaan pääpeilistä heijastuva valo laitteen sisällä kylmyydessä pidettäviin instrumentteihin. Lukuisat liikkuvat osat tekevät Webbin operaatiosta riskialttiin mutta sen on oltava kokoontaitettava, koska suurikokoinen laite ei olisi muutoin millään mahtunut Euroopan Avaruusjärjestön luotettavan kuormajuhdan, Ariane 5 -raketin kyytiin.

Webbin kuusikulmaisista palasista kootun peilimosaiikin pinta-ala on runsaat kuusi kertaa Hubblen pääpeiliä suurempi, mikä tarkoittaa samalla kertoimella suurempaa kykyä kerätä valoa kaukaisista kohteista. Suurempi peili tuottaa myös paremman erotuskyvyn — Webb voi erottaa noin kertoimella kolme toisiaan lähempänä olevia kohteita, jotka Hubble näkee vain yhtenä pistemäisenä valonlähteenä. Webb ei kuitenkaan ole vain edeltäjäänsä Hubblea suurempi. Sen instrumentit rekisteröivät infrapunavaloa laajalla skaalalla ja kykenevät siksi havaitsemaan huomattavasti Hubblea tehokkaammin esimerkiksi kaukaisia galakseja, joiden valo on punasiirtynyt maailmankaikkeuden laajenemisen myötä näkyvän valon aallonpituuskaistan ulkopuolelle. Samalla tavalla Webb on parhaimmillaan eksoplaneettojen havaitsemisessa, koska ne loistavat voimakkaimmin infrapunasäteilyn aallonpituuksilla. Mutta Webbillä on vielä yksi ässä hihassaan: infrapunasäteily läpäisee tähtienväliset pölypilvet mainiosti ja antaa mahdollisuuden tarkkailla niiden sisällä olevia nuoria, vasta syntymässä olevia planeettakuntia. Esimakua Webbin kyvyistä nähdä pölypilvien läpi antaakin juuri Hubble, jonka kapea ikkuna lähi-infrapunaan tarjoaa jo sekin mahdollisuuden tarkkailla esimerkiksi tähtien syntysijoja (Kuva 2.).

Kuva 2. Hubble-avaruusteleskoopin havaintoja tähtien syntyalueessa M16, joka tunnetaan myös nimellä Kotkasumu. Vasen kuva on otettu näkyvän valon ja UV-säteilyn alueella ja oikeanpuoleinen kuva taas on lähi-infrapunalla osoittaen, miten infrapunasäteily kulkeutuu tähtienvälisten pölypilvien läpi mainiosti. Kuva: Z. Levay et al. NASA/STScI.

Webb mullistaa lähitähtiä kiertävien eksoplaneettojen tutkimuksen. Vaikka se ei olekaan kyllin tarkka kuvaamaan suoraan lähimpiä kandidaatteja eläviksi planeetoiksi kuten vaikkapa Proxima b, se kykenee tekemään suoria havaintoja suuremmista planeetoista kiertämässä tähtiään kauempana. Sopiva kohde voisi olla vaikkapa Proxima c ja monet muut lähitähtien jättiläisplaneetat, jotka sijaitsevat vähintäänkin muutaman AU:n etäisyydellä tähdestään. Webb on varustettu varjostimella, koronagrafilla, jolla keskustähden valo saadaan eliminoitua valtaosaltaan ja sitä kertaluokkia himmeämmät planeetat saadaan näkyviin. Suora kuvaaminen puolestaan mahdollistaa valtavan määrän uutta tiedettä koostumuksen tutkimisesta aina vuodenaikaisvaihteluiden ja sääilmiöiden tarkkailuun.

Saamme varmasti tietoa myös osasta niitä lähitähtien planeettoja, jotka ovat parhaita kandidaatteja elinkelpoisiksi planeetoiksi. Webbin laajakaistaiset havainnot infrapuna-alueella mahdollistavat ylikulkevien planeettojen kaasukehien tarkkailun ennennäkemättömällä tarkkuudella. Mittaamalla planeetan kaasukehän läpi suodattuvaa valoa eri aallonpituuksilla, Webb voi määrittää hyvinkin tarkasti ylikulkevien planeettojen kaasukehän koostumuksia. TRAPPIST-1 -järjestelmä tarjoaa yhden lähikohteen, jolle havainnot ovat erityisen hedelmällisiä. Voimme käyttää tähteä kiertävän planeettaseitsikon ylikulkuja hyväksemme mitataksemme ensimmäistä kertaa monin tavoin maankaltaisten ja -kokoisten, elämän vyöhykkeen planeettojen ominaisuuksia. Voimme selvittää niiden kaasukehien paksuudet ja havaita merkkejä hiilidioksidista, sekä veden olemassaolosta kielivästä vesihöyrystä planeettojen kaasukehissä. Saatamme saada selville merkkejä metaanista, kertoen mahdollisesta geologisesta aktiivisuudesta tai jopa ensimmäisiä havaintoja biokemiallisten prosessien aikaan saamasta kemiallisesta epätasapainotilasta ja siten, välillisesti, elämästä.

Kykenemme jo nykyisellään havaitsemaan erilaisia molekyylejä eksoplaneettojen kaasukehissä. Webb kuitenkin parantaa havaintojen tarkkuutta niin paljon, että on mahdollista saattaa yksi tieteellinen aikakausi päätökseen. Jos jonkin lähitähden pieni kivinen planeetta ylläpitää elämää, joka on muokannut sen kaasukehän kemiaa ja jos se kulkee radallaan tähtensä editse, saatamme saada käsiimme ensimmäiset konkreettiset havainnot maanulkopuolisesta elämästä. Kyse on aluksi kiistanalaisista, monitulkintaisista erilaisten molekyylien pitoisuuksista jonkin planeetan kaasukehässä mutta havaittavissa olevaan asiaan saadaan lopulta tieteellinen konsensus.

Voi olla, että Webb siirtää viimeisenkin Kopernikaanisen periaatteen poikkeaman historian romukoppaan. Galaksimme ei ole maailmankaikkeudessa minkäänlaisessa erityisasemassa, kuten ei Aurinkokuntakaan ole mitenkään poikkeuksellinen planeettojen muodostelma. Aivan samoin Maa ei ole millään mittarilla erityinen, eikä siksi voida ajatella planeettamme elämänkään olevan erityisasemassa, vaikka meille erityistä onkin. Tarvitaan vain se ensimmäinen havainto maanulkoisesta elämästä, jotta voimme todeta ajatuksen Maan uniikista luonteesta elävänä planeettana olevan virheellinen ja siirtyä ensimmäistä kertaa vertailemaan elämänmuotojen moninaisuutta eri biosfäärien välillä. Sen havainnon Webb voi tarjota. Mutta vasta aika näyttää mitä fantastisia tuloksia saamme historian parhaimmalla astronomisella instrumentilla.


Toistaiseksi James Webb -avaruustelekoopin alkutaival on ollut ruusuinen. Ariane 5 saattoi sen oikealle radalleen niin tarkasti, että teleskoopin ohjausrakettien polttoainetta säästyi merkittäviä määriä. NASA:n mukaan säästö kasvattaa teleskoopin arvioitua käyttöikää peräti muutamia vuosia kaavaillun kymmenen vuoden lisäksi. Myös teleskoopin aurinkosuojien avaaminen on edennyt suunnitellusti ja ongelmia ei ole ilmennyt, joten näyttää vahvasti siltä, että Webb aloittaa tieteelliset havaintonsa suunnitellusti heinäkuussa.

Koko tähtitieteen tutkijayhteisö odottaa Webbin saattamista toimintakuntoon lähes henkeään pidätellen.


Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.

Lisää aiheesta