Viimeinen tutkimusmatka, osa 3
Pakkasen vuosittain kylmettämässä maassa sitä ei tule ajatelleeksi, miten subtrooppisilla alueilla on aivan omat ongelmansa. Kun maa ei jäädy, ja lämpötilakin putoaa pakkasen puolelle vain muutamana talvisena yönä, on eläinmaailman pienillä sankareilla yksi ongelma vähemmän — kylmältä ei juuri tarvitse suojautua. Se voi kuitenkin olla ihmisille kiusallista, koska paikallisiin hämähäkkieläimiin kuuluu esimerkiksi jalkojen kärkiväliltään viisitoistasenttinen chilentarantula (Grammostola rosea). Vielä kiusallisempi kotien kutsumaton vieras on myrkyllinen ruskohämähäkki (Loxosceles laeta), jonka purema saa ihokudoksen kuolioon ja voi aiheuttaa muutamassa tapauksessa sadasta jopa kuoleman, jos myrkkyä pääsee verenkiertoon. Se on kuitenkin vain yksi tapa, jolla ilmasto-olosuhteet ja maantiede vaikuttavat ihmisiin. Ei silti ole syytä hukata aikaa peläten kohtaamisia kahdeksanjalkaisten eläinmaailman edustajien kanssa. Tyypillisesti ne haluavat joka tapauksessa piilotella jossakin suojaisassa lattianlistan raossa tai ulkona seinän halkeamissa. Vaatteiden jättämistä läjään lattialle piilopaikkoja luomaan on kuitenkin vältettävä.
Katsomme kaukana vihreän laakson tuolla puolen kohoavaa betonihelvettiä, jonka yläpuolella leijuu sankan savusumun muodostama ruskea sumukerros. Santiagon keskustan ilma ei ole parantunut huolimatta kaupungin johdon pyrkimyksistä vähentää liikennettä ja päivittää lämmitysjärjestelmiä kivihiiltä ja puuta polttavista pannuista puhtaammiksi ja modernimmiksi. Kaupunki kyllä puhdistuu, mutta prosessi on suorastaan kivuliaan hidas. Ilma ei ole varsinkaan keskikesällä terveellistä keuhkoille, mutta syynä ei suinkaan ole vain fossiilisten polttoaineiden ja puun poltto, vaan myös maantiede. Santiago sijaitsee vuorten ympäröimässä, laajassa kattilalaaksossa, johon Pedro de Valdivia, espanjalainen konkistadori, sen perusti 1500-luvun puolessa välissä huolimatta paikallisten alkuperäisasukkaiden sinnikkäästä vastustuksesta. Ongelmia aiheuttavat myös jokakesäiset maastopalot kaupungin lähistöllä. Niiden savu saattaa jäädä leijumaan laakson päälle uhkaavaksi pilveksi päivien ajaksi jopa palojen jo tultua sammutetuiksi.
Keväinen ilma on kuitenkin lempeä, eikä ilmassa ole liiaksi ilmansaasteiden tunkkaisuutta. Kuin merkiksi raikkaasta aamusta, monet keskustan kadut ovat saaneet purppuranvärisen hunnun, kun jakarandat (Jacaranda mimosifolia), Argentiinasta peräisin olevat kadunvarsien puut, kukkivat täydessä loistossaan. Kyse on vettä armotta muilta puulajeilta rosvoavasta vieraslajista, mutta siitä pidetään puun kauniin kukinnan ja sitkeyden vuoksi.
Saliin on kokoontunut kolmisenkymmentä tähtitieteen tutkijaa ja opiskelijaa. Tarkkailen heidän sekalaista joukkoaan minut seminaariin kutsuneen Jose Prieton ja professori James Jenkinsin vuoroin kertoessa lyhyesti kuulijoille kuka oikein olen. Puhun tunnin verran niistä teknisistä yksityiskohdista, jotka on otettava huomioon mallinnettaessa tähdenpilkkujen vaikutusta tähdistä tehtyihin havaintoihin. Mainitsen myös lyhyesti miten olen onnistunut löytämään uuden planeetan kiertämässä yhtä lähitähdistä, mutta juuri kukaan ei osoita minkäänlaisia merkkejä yllättymisestä — eksoplaneettalöydöt ovat arkipäivää ja yleisön joukossa on useita eksoplaneettatutkijoita, jotka itsekin tehtailevat uusia löytöjä tämän tästä. Esitelmääni seuraava mahdollisuus kysymyksille muodostuu erityisen mielenkiintoiseksi, koska vaikuttaa siltä, että lähes kaikilla on kysymyksiä kehittämieni menetemien sovellusalueesta ja niiden tarjoamista mahdollisuuksista uusiin tutkimusavauksiin. Tähtitieteilijät ovat tavallisesti varsin ujoja, ja kysymyksiä esitetään vain vähän. Tilanne on kuitenkin varsin epämuodollinen ja turvallinen, mikä tekee ilmapiirin sopivammaksi kommunikointiin.
Tapaan Diego Portalesin yliopistolle vierailulle tulleen chileläisen astronomin Barbara Rojas-Ayalan, joka toimii professorina Tarapacán yliopiston Santiagon toimipisteessä. Tutustuimme vuonna 2019 Barbaran järjestämässä konferenssissa ollessani tuolloinkin Chilessä vierailulla. Nyt tapaamiseen on jälleen mainio syy: tutkimukselliset tavoitteemme ovat yhtenevät. Barbara on pienten punaisten kääpiötähtien spektroskopiaan erikoistunut asiantuntija, joka on kehittänyt uuden menetelmän niiden alkuainepitoisuuksien aiempaa tarkempaan kartoittamiseen käyttämällä infrapuna-alueen havaintoja. Hän on havainnut noin sadan Aurinkoa lähellä olevan punaisen tähden spektrit ja tarkoituksenamme on nyt tarkastella riippuvatko tähtiä kiertävien planeettojen määrä ja ominaisuudet siitä, kuinka paljon tähtien kaasukehässä näkyy vetyä ja heliumia raskaampia aineita. Planeettojen tarkastelu tässä yhteydessä on puolestaan minun erikoisalaani, joten luvassa on kiinnostavia tuloksia kunhan saamme havaintojen vaivalloiset tietokoneanalyysit valmiiksi.
Suunnitelma on ehkä yksinkertainen, mutta se voi tuottaa merkittäviä tietoja maailmankaikkeuden planeettojen moninaisuudesta ja ominaisuuksista. On yleisesti tiedossa, että varhaisen maailmankaikkeuden tähdet syntyivät likiman pelkästään vedystä ja heliumista — joukossa oli vain pieniä määriä muita alkuaineita, pääasiassa kolmanneksi keveintä ainetta litiumia. Vuosimiljardien kuluessa supernovaräjähdykset kuitenkin rikastuttivat tähtienvälisen kaasun tähtien sisuksien ydinreaktioissa syntyneillä raskaammilla alkuaineilla ja ajan saatossa muodostui yhä enemmän raskaampia alkuaineita sisältäviä tähtisukupolvia. Planeetat eivät kuitenkaan koostu vain vedystä ja heliumista, vaan niiden muodostuminen riippuu oleellisesti raskaammista alkuaineista ja monenlaisista yhdisteistä, kuten metalleista, silikaateista ja jäästä. Silloin on selvää, että eri aikoina syntyneet planeettasukupolvet ovat ominaisuuksiltaan toisistaan poikkeavia.
Yleisesti ottaen ajattelemme, että planeettojen rakennusaineksia on sitä enemmän mitä runsaammin raskaampia alkuaineita on ollut saatavilla. Sen enempää emme kuitenkaan uskalla arvella. On täysin hämärän peitossa miten saatavilla olevan materiaalin koostumus vaikuttaa planeettojen ominaisuuksiin, ratoihin ja runsauteen. Samalla kuitenkin selvitämme perustavanlaatuisesti planeettojen syntymekanismien lainalaisuuksia ja sitä, kuinka yleisiä planeetat ovat maailmankaikkeudessa. Se on suunnattoman kiinnostavaa perustutkimusta, joka auttaa kirjaimellisesti vastaamaan kysymyksiin elämästä, universumista ja kaikesta.
Jatkan tyypilliseen tapaani kirjoittamista vielä alkuillasta, kun tekstinkäsittelyohjelmani äkkiä jumittuu. Tietoliikenneyhteydet ovat katkenneet. Se vaikuttaa kirjoittamiseen, koska käytämme tyypillisesti työkaluja, jotka ovat verkossa. Silloin tutkimusryhmän eri jäsenet voivat muokata tekstiä kukin tahollaan ja muutokset tallentuvat kaikkien nähtäväksi reaaliaikaisesti. Samoin opiskelijoiden ohjaaminen helpottuu, kun voi seurata heidän tekstintuottamistaan ja antaa välitöntä palautetta. Se toki tekee kirjoitustyön riippuvaiseksi verkkoyhteyksistä mutta se riippuvuus on olemassa joka tapauksessa, koska käsillä pitää jatkuvasti olla kaikki oleellinen tieteellinen kirjallisuus, jotta ainuttakaan faktaa ei eksy valmiiseen tekstiin ilman asiaan kuuluvaa lähdeviittausta.
Nyt poikki ei kuitenkaan ole vain verkkoyhteys, vaan sähköt. Se rajoittaa käytännössä kaiken työnteon siihen muutamaan tuntiin, joiden ajaksi kannettavan tietokoneen akussa riittää virtaa ja silloinkin on mahdollista tehdä vain hyvin vähän rajallisia asioita. Chilessä ihmiset pyrkivät kuitenkin varautumaan kaikkeen, koska infrastruktuuri on verrattaen huonossa kunnossa ja sen hajoaminen ja toiminnan ongelmat ovat yleisiä. Santiagon kaupungin laidalla, Pirquen maalaispitäjässä, ei lisäksi ole tyypilliseen tapaan ketään päivystämässä, jotta sähkölaitos voisi ryhtyä selvittämään sähkön saatavuuden ongelmia mahdollisimman nopeasti. Paikalliset käynnistävät siksi mahdollisuuksiensa mukaan generaattorinsa tuottaakseen itse sähköä. Aurinkosähköjärjestelmiä tosin näkyy tuskin lainkaan, vaikka aurinkoenergiaa olisi saatavilla kesäaikaan keskeytyksettä noin 12 tuntia vuorokaudessa.
Asiat kyllä hoituvat, vaikka niissä kestäisikin hiukan kauemmin kuin mihin olemme alati kiireisinä pohjoiseurooppalaisina tottuneet. Voin jatkaa kirjoittamista huomenissa sähköverkon ja tietoliikenneyhteyksien ollessa jälleen kunnossa. Sitä ennen, hikisen hellepäivän päätteeksi, voin hypätä vaikkapa Jamesin takapihalla kutsuvana odottavaan uima-altaaseen seuraamaan chilenhaukkojen kaartelua sinisellä taivaalla niiden etsiessä seuraavaa ateriaansa.
Kirjoitus on kolmas osa matkapäiväkirjastani Chilen Santiagoon marraskuussa 2022. Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Viimeinen tutkimusmatka, osa 2
Aivan aluksi nukun. Ihmisen kognitiiviset kyvyt heikkenevät merkittävästi, jos hän kokee merkittävää unenpuutetta. Sellaiseksi lasketaan kokonaisen yön valvominen, yhteensä 27 tuntia matkustamista ja vuorokauden siirtäminen viisi tuntia myöhempään eri aikavyöhykkeelle saapumisen merkiksi. Olen kuitenkin toipunut matkasta lähes 16 tunnin katkonaisilla unilla ja perjantaiaamun Aurinko loistaa Andien länsireunan matalampien huippujen yläpuolella. Vuoret ovat siinä, missä ennenkin mutta niiden läsnäolo on aina jotenkin yllättävää ja kunnioitusta herättävää laakeisiin suomalaisiin maisemiin tottuneelle pohjoisen pojalle.
Ehdimme käynnistää tieteelliset keskustelumme jo saavuttuani, oltuani vielä matkustuksen jäljiltä väsymyksen kevyessä sumussa. Kävi ilmi, että James Jenkinsin, Chileläisen kollegani ja ystäväni, eräs lahjakas opiskelija on ottanut tutkimussuunnakseen aiheen, joka voisi aivan yhtä hyvin olla minun ideoimani. Ja tavallaan se onkin, koska projekti liittyy eksoplaneettahavaintojen bayesilaiseen käsittelyyn ja erityisesti ennakkoinformaation mahdollisimman tarkoituksenmukaiseen hyödyntämiseen, mistä julkaisin lyhyesti jo vuonna 2013 ja kirjoitin väitöskirjassani. Ennakkoinformaatiolla tarkoitetaan sitä, mitä tiedämme vaikkapa jostakin havaitusta planeettakunnasta ennen kuin edes tarkastelemme siitä tekemiämme havaintoja. Kyseeseen tulee vaikkapa se ilmeiseltä vaikuttava asia, että puhumme planeetan kokoisista ja massaisista pienemmistä kappaleista kiertämässä tähden kokoista ja massaista suurempaa kappaletta. Jo se aikaansaa reunaehtoja, joita kutsumme ennakkoinformaatioksi. Samoin tiedämme ennakkoon, että planeetat ja tähti liikkuvat avaruudessa suhteellisuusteorian tarkasti ennustamalla tavalla, jota voimme mainiosti approksimoida Keplerin laeiksi kutsutuilla yksinkertaisilla yhtälöillä. Edelleen, sellaisen gravitaatiovoiman yhteen sitoman järjestelmän on oltava stabiili, koska muuten se ei voisi olla olemassa emmekä sitä koskaan havaitsisi. Planeettojen ratojen on siis oltava sellaisia, että niiden keskinäinen vetovoima ei aiheuta kaoottista käyttäytymistä ja lähiohituksia tai törmäyksiä. Asiaan littyy vielä paljon muutakin, mutta pohjimmiltaan meillä on tosiaan runsaasti tietoa planeettakunnista ennen kuin edes suuntaamme teleskooppejamme niitä kohti.
Planeettakuntien ennakkoinformaatioon liittyy eräs kiinnostava yksityiskohta, jonka ehkäpä kuuluisin seuraus tunnetaan Titiuksen-Boden lakina. Planeettojen radat vaikuttavat nimittäin olevan likimain tasaisin välein ratajaksonsa logaritmin muodostamassa koordinaatistossa. Se on oikeastaan vain gravitaatiovuorovaikutuksen tuottama efekti, koska planeettojen radat ovat niin lähellä toisiaan kuin vain voivat tekemättä järjestelmästä epästabiilia. Mitä kauempana Auringosta planeetat kiertävät, sitä hitaammin ne liikkuvat heikommassa vetovoimakentässä planeettakunnan ulko-osissa. Silloin ne tarvitsevat enemmän tilaa, jotta planeettojen keskinäiset vetovoimat eivät ole liian suuria heikentääkseen järjestelmän stabiiliutta. Aurinkokunnassa asia huomattiin jo 1700-luvulla ja tunnetut eksoplaneettakunnan näyttävät noudattavan samaa periaatetta. Ja tietenkin ne noudattavat, koska kyse on vain gravitaatiovuorovaikutuksen yksinkertaisesta seurauksesta. Asian huomioiminen ennakkoinformaationa data-analyysissa ei kuitenkaan ole aivan ongelmatonta, ja koetamme ratkaista siihen liittyviä hankaluuksia yhteistyössä chileläisten kanssa. Sellainen tieteellinen ongelmanratkaisu taas on tehokkainta keskeytymättömän keskusteluyhteyden vallitessa. Siksikin nykyaikana on edelleen tarpeellista matkustaa tekemään tieteellistä työtä toiselle mantereelle. Ihminen on sosiaalinen eläin, joka on parhaimmillaan kasvotusten tapahtuvassa vuorovaikutuksessa lajikumpaniensa kanssa.
Ikkunan läpi tuijottavat vuoret eivät kuitenkaan jätä minua rauhaan ja keskeyttävät tuon tuosta ajatustyön. Mieleni laukkaa kirjaimellisesti aivan muihin maailmoihin. Pohdin kuinka tyypillisiä vuoristomaisemat ovat muilla planeetoilla. Päädyn nopeasti siihen lopputulokseen, että vuoria on aivan kaikilla eksoplaneetoilla, joilla vain on kiinteä pinta. Aurinkokunnassakin vuoria ja vuoristoja on kaikkialla — korkein ja mahtavin vuorenhuippu löytyy Marsista, jossa Olympus Mons kohoaa peräti 21.9 kilometrin korkeuteen. Tiedämme siksi varmuudella, ettei Maa ole vuoristoineen uniikki. Eksoplaneettojen vuorista emme tosin voi tehdä havaintoja. Emme ainakaan vielä.
Katson mietteliäänä, kun jokin paikallinen, pienikokoinen haukka (luullakseni chilenhaukka, Accipiter chilensis) laskeutuu katonräystäälle tarkkailemaan pihamaata. Se on iskenyt silmänsä koiran ruokakuppiin, jossa on proteiinipitoisia nappuloita syömättä. Lintu tarkkailee vuoroin kuppia ja vuoroin ovea, jonka avautuminen merkitsee potentiaalista vaaraa ihmisten saapuessa paikalle. Se kuitenkin toteaa tilaisuutensa tulleen, lennähtää ruokakupille nappaamaan muutaman koirannappulan nokkaansa ja lentää pois arvatenkin viemään saaliinsa pesässään odottaville nälkäisille suille. Tilaisuus on tehnyt varkaan, mutta vaikka haukka onkin hiukan poikkeuksellisen ravinnon äärellä, ei sen käyttäytymisessä ole mitään uutta. Höyhenpeitteisiä, lentokykyisiä dinosauruksia on ollut olemassa ainakin 150 miljoonaa vuotta, ja niiden ravinnonhankinta on luultavasti perustunut aina sopivien tilaisuuksien maksimaaliseen hyödyntämiseen. Linnut ovat aktiivisia eläimiä, jotka tarkkailevat ympäristöään herkeämättä tarttuakseen jokaiseen tarjoutuvaan mahdollisuuteen ja toisaalta välttyäkseen joutumasta jonkin lähempänä ravintoketjun huippua olevan saalistajan ateriaksi. Niiden lentokyky edellyttää keveyttä ja siroutta, jolloin ne eivät voi olla pääasiallisia huippusaalistajia. Ja tilanne on luultavasti sama muuallakin, koska samat fysikaalisen maailmamme rajoitukset pätevät takuuvarmasti mudenkin elävien planeettojen pinnoilla. Jos jollakin kaukaisella planeetalla on älykkäitä, lehtäviä opportunisteja, niiden käyttäytyminen muistuttaa luultavasti monella tavalla oman planeettamme lintuja. Aivan samalla tavalla muut biologisen sukupuumme lentokyvyn kehittäneet haarat ovat päätyneet noudattamaan samankaltaisia käyttäytymismalleja. Lepakot ja muinaisuuden pterosaurukset ovat sellaisista mainioina esimerkkeinä.
Konvergentti evoluutio tarjoaa mahdollisuuden tehdä Maapallolla näkemästämme elämästä universaaleja yleistyksiä. Jos jossakin on samankaltaiset olosuhteet kuin Maassa, voimme olla varmoja, että elämä sopeutuu niihin samankaltaisilla tavoilla. Jos jonkin planeetan pinnalle saapuu Aurinkoa vastaavan tähden säteilyä planeetan kaasukehän ollessa sille läpinäkyvä, on suorastaan varmaa, että monisoluiset organismit sopeutuvat käyttämään säteilyn suomia mahdollisuuksia hyväkseen kehittämällä näkemiseen soveltuvia elimiä. Jo Maapallola sellaisia silmiksi kutsuttuja elimiä on kehittynyt toisistaan riippumatta eri eläinryhmissä arviolta 40 kertaa, joten kyseessä on suorastaan vääjäämätön kehityskulku, jos vain näkökyvyn asteittaiset parannukset tuovat organismeille mahdollisuuden tuottaa muita tehokkaammin lisääntymiskykyisiä jälkeläisiä. Emme tietenkään voi ennustaa millaisia rakenteita evoluutio täsmälleen tuottaa muilla planeetoilla, mutta voimme silti arvioida, että esimerkiksi kyky liikkua on tärkeää niin saalistajille kuin joillekin niitä vältteleville saaliseläimillekin. Toiset saaliseläimet taas koettavat välttyä tulemasta havaituksi maastoutumalla ympäristöönsä mahdollisimman hyvin. Yksinkertaiset fysikaaliset ja geokemialliset reunaehdot taas tuottavat herkästi elävien muotojen valtaisan moninaisuuden, mihin olemme planeetallamme tottuneet. Sekin on universaali tosiasia, koska Maan elämä on monimuotoistunut samankaltaisella tavalla useaan otteeseen toivuttuaan massasukupuuttoaaltojen aiheuttamasta lajirikkauden äkillisestä kapenemisesta.
Mutta minkälaisia reunaehtoja vaikkapa punaisten kääpiötähtien heikko punainen säteilyspektri ja armottomat purkaukset asettavat niitä kiertävien planeettojen elämälle? Voimme lopultakin vain arvailla, koska emme tunne sellaisesta elämästä ainuttakaan esimerkkiä. On silti mielenkiintoista koettaa arvioida näiden maailmankaikkeuden yleisimpien planeettojen olosuhteita perustuen siihen, mitä olemme saaneet selville punaisten kääpiötähtien ominaisuuksista ja fysiikasta. Kyseessä on kiinnostava tutkimusprojekti, jota olen käynnistämässä Helsingin yliopistolla. Siihen tarvitaan osaamista niin eksoplaneettojen ominaisuuksista kuin tähtien pinnan prosesseistakin, joten kyseessä on suorastaan täydellinen tilaisuus tehdä lähitulevaisuudessa yhteistyötä Santiagon eksoplaneettatutkijoiden ja Helsingin aktiivisiin tähtiin erikoistuneiden astrofyysikoiden välillä.
Sunnuntain aamukahvin ääressä käytävä keskustelu käy välittömästi kiinnostavaksi, kun sen lomaan on puolihuolimattomasti asetettu kysymyksen muotoon puettu toteamus: mitä mieltä muuten olet tästä uudesta löytämästäni planeetasta? Jamesilla on havaintoja oranssien jättiläistähtien planeettakunnista, enkä oikein voi kuin nyökätä hyväksyvästi ja todeta asian kiinnostavaksi. Mutta onko planeetan havaittu kiertoaika oikea? Onko olemassa vaihtoehtoisia ratkaisuja, jotka selittävät havainnot yhtä hyvin tai vieläkin paremmin? Voiko havaintoon luottaa niin, että sen voisi julkaista? Keskustelemme pitkään jaksollisten signaalien havaitsemisen problematiikasta ja siitä, kuinka laskostumiseksi kutsuttu ilmiö voi toisinaan johdattaa harhaan. Jättiläistähdet myös sykkivät ja pyörivät verkkaisesti, mikä saattaa aiheuttaa havaintoihin jaksollisuuksia, joita ei voi tulkita merkeiksi planeettojen olemassaolosta. Ehkäpä kuitenkin olemme jälleen saaneet seville jotakin kiinnostavaa maailmankaikkeudesta.
Vaikka tutkimuksemme etenee tieteelle tyypilliseen tapaan verkkaisella tahdilla, julkaisemme silti uusia tuloksia varsin säännöllisesti. Raportoimme vain pari viikkoa sitten uudesta neptunuksenkokoisesta planeetasta kiertämässä nuorta tähteä, joka tunnetaan luettelokoodilla HD 18599 (1). Planeetta on kuuma neptunus, joita on vain vähän, koska ne menettävät kaasuvaippansa tähtiensä paahtavassa poltteessa varsin nopeassa tahdissa. Luultavasti myös HD 18599 b on kokenut kovia ja menettänyt merkittäviä määriä kaasuvaippaansa, koska sen Maata 2.7 kertaa suuremman halkaisijan sisään on pakattu peräti 26 Maan massan verran materiaa. Planeetan koostumuksen selittää noin kolme neljännestä kattava raudasta ja silikaateista koostuva ydin ja sitä peittävä vesivaippa. Keveämmät kaasut planeetta lienee menettänyt avaruuteen alttiina tähtensä voimakkaalle säteilylle mutta prosessi ei vain ole vielä ehtinyt edetä loppuun asti, koska kyseessä on varsin nuori järjestelmä. Saamme siis tarkkailla vasta hiljattain syntyneen vauvaplaneetan kärsimystä julman, aktiivisen tähtensä käsittelyssä. Asiasta ei tosin tarvitse tuntea sääliä, koska planeetat eivät ole tuntevia organismeja. Eikä HD 18599 b ole elävä planeetta, koska se ei ole koskaan voinut muodostaa pinnalleen biosfääriä — planeettaa peittää todennäköisesti kiehuvan kuuma meri, jonka olosuhteissa orgaaniset molekyylit tuhoutuvat joka tapauksessa millisekuntien aikaskaalassa.
Kirjoitus on toinen osa matkapäiväkirjastani Chilen Santiagoon marraskuussa 2022. Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
Kuumien neptunusten hautausmaalla
Uloin Aurinkokunnan kahdeksasta virallisesta planeetasta, Neptunus, on toinen järjestelmämme ”jääjättiläisistä”. Nimityksellä viitataan siihen tosiasiaan, että Uranus ja Neptunus ovat jättiläismäisiä kaasuplaneettoja, massaltaan noin 15 ja 17 kertaa Maan kokoisia. Ne ovat radoillaan Aurinkokunnan viileissä ulko-osissa, jossa on niin kylmä, että vesi esiintyy vain kiinteänä jäänä. Auringon lämmittävä säteily on vain hyvin vähäistä Järjestelmämme laitamilla, joten Neptunus ja Uranus vaeltavat rauhallisesti radoillaan äärimmäisessä kylmyydessä ja ikuisessa hämärässä. Alue on niin kaukainen, että planeettojen pintaan osuu vähemmän Auringon säteilyä kuin ne säteilevät itse muodostumisestaan jäljelle jäänyttä lämpöä.
Vesi on maailmankaikkeuden yleisin yhdiste ja on siksi pääroolissa muodostamassa ulkoplaneettojen siemeniä, protoplaneettoja, joista Uranus ja Neptunuskin ovat syntyneet. Vaikka niitä ympäröi paksu, pääasiassa vedyn ja heliumin muodostama kaasuvaippa, planeetat koostuvat lähinnä vedestä, ammoniakista ja metaanista. Aivan ytimessä on raudasta, nikkelistä ja silikaateista koostuva ydin. Vesi ei ole planeettojen sisäosien kuumuudessa ja kovassa paineessa kiinteänä jäänä, joten ”jääjättiläinen” on terminä jokseenkin harhaanjohtava. Se kuitenkin kuvaa tilanneta planeettojen pinnalla — lämpötila Neptunuksen kaasukehän yläosissa on noin 200 astetta pakkasen puolella.
Kylmistä neptunuksenkaltaisista planeetoista ei ole olemassa runsaasti havaintoja toisten tähtien kiertoradoilla. Ne ovat liian himmeitä, jotta havainnot onnistuisivat suoran kuvaamisen keinoin ja niiden kiertoradat ovat aivan liian pitkiä, jotta havaintoja voitaisiin tehdä epäsuorista menetelmistä astrometrialla, Doppler-spektroskopialla tai ylikulkumenetelmällä. Niitä on kuitenkin havaittu mikrolinssimenetelmällä ja galaktisessa planeettapopulaatiossa neptunuksenkaltaiset jääjättiläiset ovat todennäköisesti planeettakuntien kylmien ulko-osien yleisimpiä planeettoja. Niiden erikoiset, lämpimämmät serkut ovat nekin erittäin yleisiä Auringon lähinaapuruston tähtien järjestelmissä.
Jotkut neptunukset ovat lämpimiä. Vaikka ne eivät mitä luultavimmin voikaan syntyä kovinkaan lähellä tähtiään, planeettakuntiensa viileämmissä osissa alkunsa saaneet kaasuplaneetat voivat muuttaa lämpimämpiin olosuhteisiin. Sellaisia tunnetaankin useita kiertämässä lähitähtiä — Kepler-avaruusteleskoopin havainnot sekä lukuisat radiaalinopeushavaintojen avulle tehdyt löydöt kertovat lämpimien neptunusten olevan erittäin yleisiä mutta kuumia neptunuksia on vain hyvin harvassa (2). Joskus niitäkin kuitenkin löytyy.
Kuumilla neptunuksilla tarkoitetaan planeettoja, jotka ovat massaltaan noin Neptunuksen kokoisia mutta jotka kiertävät tähteään aivan sen vieressä. Niiden ratajaksot ovat korkeintaan vain muutamia päiviä. Vaikka neptunukset ovat yleisiä kiertoradoilla, joiden ratajakso on suunnilleen kymmenestä päivästä sataan päivään, niiden puuttuminen aivan tähtien lähettyviltä vaikuttaa erikoiselta. Massiivisempia kuumia jupitereja ja pienempiä kuumia kiviplaneettoja on runsaasti mutta kuumat neptunukset ovat harvinaisia. Syynä on luultavasti se, että kuumat neptunukset kokevat muodonmuutoksen, menettävät kaasukehänsä ja muutuvat pienemmiksi kiviplaneetoiksi. Jennifer Burtin johtama tutkimusryhmä kuitenkin löysi sellaisen kiertämässä yhtä TESS-avaruusteleskoopin kohteista nimeltä TOI-824 (3).
TESS-avaruusteleskoopin kiinnostavien kohteiden luettelon kohde numero 824 on aivan tavallinen, noin 64 parsekin päässä Auringosta sijaitseva oranssi kääpiötähti. Se himmeneen säännöllisesti Neptunusta jonkin verran pienemmän planeetan kulkiessa tähden editse aina 1.4 päivän välein. Ylikulkujen ominaisuudet on verrattaen helppoa määrittää TESS-avaruusteleskoopin tarkoista kirkkausmittauksista. Ne kertovat planeetan koosta ja sen kiertoradan ominaisuuksista mutteivät juuri muuta — siksi Burtin johtama ryhmä teki parhaansa havaitakseen himmeänä taivaalla näkyvää kohdettaan myös spektroskooppisesti, saadakseen selville sen massan. Tarkkuutta vaativat radiaalinopeusmittaukset onnistuivat ja tarjolla oli yllätys. TOI-824 b on massaltaan neptunuksenkokoinen planeetta keskellä kuumien Neptunusten autiomaata.
Havaintojen perusteella TOI-824 b on poikkeuksellinen kiertolainen. Se on kestänyt iäkkään tähtensä voimakkaassa säteilyssä miljardeja vuosia menettämättä kaasukehäänsä toisin kuin lukuisat kaltaisensa planeetat. Muut kuumat neptunukset menettävät tyypillisesti kaasukehänsä tähden voimakkaan säteilyn kiehuttaessa sen avaruuteen miljoonien ja miljardien vuosien kuluessa. Silloin jäljelle jää vain korventunut kivinen ydin, joka näyttäytyy kuumana kiviplaneettana. Siten kuumia neptunuksia ei ole löytynyt kuin kourallinen — huomattavasti vähemmän kuin pienempiä kuumia kiviplaneettoja, joiden havaitseminen on huomattavasti vaikeampaa. Miksi KOI-824 b on säilyttänyt kaasukehänsä niin lähellä tähteään?
TOI-824 b on halkaisijaltaan vain noin 75% Neptunuksesta, vaikka onkin massaltaan yhtä suuri. Se on siis kuin aavistuksen tiukemmin pakkautunut Neptunus, koostuen keskimäärin hiukan painavammista aineista. Sen kaasukehä on siten ohuempi kuin Neptunuksella ja ydin suurempi — ja koska planeetan pinnan vetovoima on Neptunusta suurempi, sen kaasukehä ei karkaa avaruuteen yhtä helposti kuin muilla kuumilla neptunuksilla. Voimakkaan säteilyn korventamana, TOI-824 b on luultavasti menettänyt osan kaasukehänsä vedystä ja heliumista avaruuteen, mikä on kutistanut planeettaa ja saanut sen keskitiheyden kasvamaan tyypillistä neptunusta suuremmaksi. Burtin kansainvälinen tutkijaryhmä löysi siis planeetan, joka on parhaillaan kiehumassa oman kiertoratansa hornankattilassa ja menettämässä kaasukehäänsä avaruuteen. TOI-824 b on muutoksen kourissa mutta muutos on niin hidasta, että planeetta on toistaiseksi luokiteltavissa kuumaksi neptunukseksi.
Tarkasteltaessa planeettaa lähemmin, sen 18.5 Maapallon massa ja 2.9 Maapallon säde antavat viitteitä TOI-824 b:n koostumuksesta (Kuva 2.). Vesi on yleinen planeettojen rakennusaine mutta TOI-824 b:n koostumus on yhteensopiva jopa 75-100% vedestä muodostuneen planeetan kanssa (3,4). Planeetat kuitenkin muodostuvat raudasta, nikkelistä ja silikaateista koostuvan ytimen ympärille, joten TOI-824 b:n massa ja koko sallivat vedyn ja heliumin muodostavan kaasukehän olemassaolon. Todennäköisesti planeetan ydin muodostaa sen massasta neljänneksen, sitä ympäröivä vaippa runsaan kolmanneksen ja vesi noin kolmanneksen. Vesikerroksen päällä on luultavasti vedyn ja heliumin muodostama kaasukehä, joka on huomattavasti ohuempi kuin Neptunuksella, muodostaen vain noin 3% planeetan massasta (3). Tämä kaikki on kuitenkin ainoastaan valistunutta arvailua, tieteellistä spekulaatiota, joka perustuu vain kouralliseen planeettoja, joiden koostumusta on voitu selvittää edes alustavasti.
Vaikka TOI-824 b on erikoinen planeetaksi, se ei ole niin erikoinen kuin toinen tuore löytö, LTT 9779 b. Santiagon yliopiston James Jenkins ryhmineen löysi TESS-teleskoopin havainnoista aivan mahdottomalta vaikuttavan, ultrakuumaksi neptunukseksi luokitellun planeetan kiertämässä auringonkaltaista tähteä LTT 9779 (5). Lähes 2000 celciusasteen lämpötilassa hikoileva planeetta kiertää tähtensä vain 0.79 Maan päivässä. Se on niin lähellä tähteä ja niin kuuma, että planeetan koostumusta on vaikeaa selittää — vaikuttaa mahdottomalta, että massaltaan 29 Maapallon kokoinen planeetta voisi ylläpitää paksua vedyn ja heliumin vaippaa tähden brutaalin säteilyn korventamana. Jotakin erikoista on täytynyt tapahtua, jotta kappale voi olla olemassa.
Neptunuksenkaltainen tiheys ei sinällään ole omituista planeetalle, jonka kaasukehä on laajennut valtavassa kuumuudessa mutta jolla on verrattaen massiivinen ydin. Omituista on, että kaasu ei ole kiehunut kokonaan pois, koska LTT 9779 b:n vetovoima ei riitä pitämään kuumenneista, keveistä kaasuista kuten vety ja helium kiinni. Jenkins ryhmineen joutuikin spekuloimaan villeillä ehdotuksilla löytämänsä planeetan olemassaolon selittämiseksi. On mahdollista, että planeetta on juuri saapunut tähden lähietäisyydelle, ehkäpä kaoottisen planeettakunnan gravitaatiovuorovaikutusten ansiosta. Mutta se vaikuttaa epätodennäköiseltä. Siksi tutkijat arvelevat, että LTT 9779 b oli huomattavasti massiivisempi aiemmin, ja vaellettuaan liian lähelle tähteään menetti suuren osan kaasustaan tähteensä kaasun karattua planeetan vetovoimakentästä (sen Rochen pinnan ulkopuolelle) ja siten tähden pinnalle. Silloin alkujaan massiivinen kaasujättiläinen on voinut muuttua keveämmäksi neptunukseksi.
Vaihtoehtoisesti planeetta on muuttanut tähtensä lähelle hitaasti, tähden jo hiukan viilennyttyä nuoruutensa kirkkaamman vaiheen jälkeen, ja sen kaasuvaippa ei ole vielä ehtinyt kiehua pois valtaisassa kuumuudessa. Oikeaa vastausta on kuitenkin mahdotonta antaa ja muitakin vaihtoehtoja on. On kuitenkin selvää, että kyseessä on äärimmäinen kappale, joita ei ole aiemmin havaittu ja joita ei oikeastaan pitänyt olla edes olemassa.
Kuumien neptunusten autiomaa ei ole täysin asumaton. Kaikki neptunuksenkokoiset planeetat eivät kuole kuumien neptunusten hautausmaalla ja synny uudelleen kuumina kiviplaneettoina. Osa niistä, ehkäpä onnellisten sattumusten kautta, pystyy pitämään kaasuplaneettojen ominaispiirteensä jopa tähtiensä lähellä, polttavassa, kaasukehää kiehuttavassa kuumuudessa.
TOI-824 b on yksi kummajaisista, Neptunusta hiukan massiivisempi mutta sitä kooltaan pienempi, kompaktimpi planeetta. Se kiehuu hiljalleen ja menettää vedystä ja heliumista koostuvan kaasukehänsä uloimpien osien atomeita avaruuteen hitaasti soljuvana planetaarisena atomien virtana. Lopulta se menettää koko kaasukehänsä ja sen kaasukehän alla oleva vesi alkaa kiehua. Vesi kiehuu ja sen molekyylit hajoavat hiljalleen intensiivisen säteilyn vaikutuksesta. Happi muodostaa molekyylejä, jotka painuvat raskaampina alemmas ja reagoivat kuumuudessa muiden atomien kanssa. Vety vapautuu ja karkaa planeetan vetovoimakentästä kunnes kaikki vesi on mennyttä. TOI-824 b viettää vanhuutensa vuodet kivisenä, karrelle palaneena planeettana, jonka nykyisestä massasta jää jäljelle ehkäpä vain noin 10 Maan massan kivinen planeetta. Mutta ennen lopullista muutostaan, voimme havaita sen ominaisuuksia ja tutkia miten se hiljalleen läpikäy yhtä suurimmista muuntautumisleikeistä, joita universumistamme löytyy.
Planeetan LTT 9779 b kohtalo voi olla vieläkin karumpi. Se voi lopulta sulautua tähteensä ja kadota kokonaan. Toisena vaihtoehtona on, että planeetta vain kiehuu hiljalleen avaruuteen, menettäen muiden kuumien neptunusten tapaan kaasuvaippansa vuosimiljoonien ja miljardien kuluessa. Emme tiedä planeetan kohtaloa. Se tuottaa astronomeille päänsärkyä mutta se myös pitää heidät hereillä öisin.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lähteet
- Suzuki et al. 2016. The exoplanet mass-ratio function from the MOA II survey: Discovery of a break and likely peak at a Neptune mass. The Astrophysical Journal, 833, 145.
- Hsu et al. 2018. Occurrence rates of planets orbiting FGK stars: Combining Kepler DR25, Gaia DR2, and Bayesian inference. The Astronomical Journal, 158, 109.
- Burt et al. 2020. TOI-824 b: A new planet on the lower edge of the hot Neptune desert. The Astronomical Journal, accepted.
- Zeng et al. 2019. Growth model interpretation of planet size distribution. Proceedings of the National Academy of Sciences, 116, 9713.
- Jenkins et al. 2020. An ultrahot Neptune in the Neptune desert. Nature Astronomy.
Aavistuksen himmenevä tähti
Henry Draperin valtaisan tähtiluettelon kohde numero 95338 himmeni äkkiä hetkeksi. Aivan hitusen verran. Sen kirkkaus putosi seitsemän tunnin ajaksi vajaat kaksi promillea ennen palaamistaan takaisin normaaliksi, noin puoleen siitä kirkkaudesta, jolla Aurinko loistaa. Se olisi himmentynyt uudelleen, täsmälleen samalla tavalla, aina 55 päivän välein, mutta kukaan ei kyennyt tarkkailemaan tähteä niin pitkään. Maata kiertävä TESS avaruusteleskooppi tuijotti samaa tähtitaivaan aluetta vain 27 päivän ajan, kunnes kääntyi tarkkailemaan aikataulunsa mukaisesti seuraavaa aluetta, joten sen havainnot rekisteröivät vain yhden ainoan himmenemisen.
Mitättömältä vaikuttanut himmeneminen johtui kiertoradallaan vaeltavasta planeetasta HD 95338 b, joka sattui kulkemaan tähtensä editse (1). Pelkästään yhden ylikulun perusteella ei kuitenkaan olisi voinut päätellä mitä edes havaittiin.
Eksoplaneettojen havainnoinnissa ylikulkumenetelmän idea on ehkäpä helpoin ymmärtää. Ajatuksena on tarkkailla kohteena olevaa tähteä niin tiiviisti kuin mahdollista koettaen nähdä himmeneekö se hiukan sen editse radallaan kulkevien planeettojen estäessä murto-osan tähden säteilyä saapumasta Maahan ja teleskooppeihimme. Kuulostaa helpolta mutta käytännössä planeettojen etsintä ylikulkujen avulla on hämmästyttävän vaikeaa, koska emme tiedä minkä tähtien planeetat ovat oikeanlaisella radalla ja milloin ne kulkevat radallaan tähtensä editse. Yhdenkin havainnon tekoa varten on kyettävä havaitsemaan tuhansia tähtiä samanaikaisesti päivien ja kuukausien ajan. Sellainen onnistuu vain avaruusteleskooppien avulla.
Jos planeetta on kooltaan kymmenesosan tähdestä, sen ylikulku himmentää tähteä noin sadasosan. Maapallo on kooltaan noin prosentin Auringosta. Jos jonkin vierasta tähteä kiertävällä planeetalla asuvan sivilisaation tutkija tarkkailisi teleskoopillaan Aurinkoa havaiten Maan ylikulun, se tarkoittaisi kykyä nähdä Auringon himmeneminen noin promillen kymmenesosan verran. Tuhansia planeettoja löytäneelle Kepler avaruusteleskoopille sellainen tarkkuus oli mahdollista, joten tekniset sivilisaatiot kyllä kykenevät havaitsemaan Maan ylikulun — jos vain tarkkailevat Aurinkoa suunnasta, josta katsottuna Maa kulkee radallaan Auringon editse.
Kun havaitaan vain yksittäinen ylikulku, ei voida tehdä päätelmiä siitä, mitä on havaittu. Kyseessä voi olla suuri yksittäinen tähden pilkku tai niiden ryhmä taikka jonkin himmeän taustataivaan kaksoistähden tuottama efekti. Periaatteessa vaaditaan kaksi ylikulkuhavaintoa, jotta voidaan määrittää niiden välinen aika ja siten planeetan kiertoradan jakso — planeetan vuosi. Jotta vieraan sivilisaation tutkija voisi havaita Maan vuoden pituuden, hänen tulisi tarkkailla herkeämättä Auringon kirkkautta ylikulkujen varalta vähintään vuoden ajan. Käytännössä vieläkin pidempään.
Vaikka havaittaisiin kaksi ylikulkua, ne eivät välttämättä ole saman planeetan aiheuttamia. Ne voivat aiheutua kahdesta erillisestä suunnilleen saman kokoisesta planeetasta, jolloin kahden pienen himmenemisen rekisteröinti havaintoinstrumentin digitaalikameralla ei vielä riitä. Tarvitaan kaksi mittausta planeetan ratajaksosta, eli vähintään kolmen ylikulun havainnointi, jotta voidaan selvittää planeetan radan ominaisuuksia tai arvioida planeetan kokoa.
Maankaltaisen planeetan havaitsemiseen vaaditaan siis jatkuvaa auringonkaltaisen tähden kirkkauden havainnointia keskeytyksettä parin vuoden ajan. Sellainen ei voi olla mahdollista planeettamme pinnalta käsin. Maanpäällisillä teleskoopeilla voimme havaita tähtiä vain öisin, ja tyypillisesti vain osan vuodesta, jolloin havaintojen tekoon tarvitaan käytännössä paljon enemmän aikaa kuin kaksi ratajaksoa. Jos ylikulku sattuu väärään vuodenaikaan tai päivällä, se jää armotta havaitsematta. Siksi silmää räpäyttämättä taivasta tuijottavat avaruusteleskoopit, sellaiset kuin Kepler tai TESS, ovat parhaita instrumentteja eksoplaneettojen ylikulkujen havainnointiin ja niiden ominaisuuksien tutkimiseen.
Tähden HD 95338 tapauksessa ylikulkuja kuitenkin havaittiin vain yksi. Se oli onnellinen sattuma, koska TESS avaruusteleskooppi tuijotti tähden sisältämää taivaan aluetta vain 27 päivää. Yksittäinen seitsemäntuntinen ylikulku olisi aivan hyvin saattanut jäädä osumatta havaintojaksoon. Tiesimme kuitenkin etsiä planeetan merkkejä HD 95338:n havainnoista, koska olimme selvillä sen olemassaolosta jo entuudestaan.
HD 95338 sijaitsee 37 parsekin päässä Auringosta ja on siksi yksi Auringon lähinaapuruston tavallisista spektriluokan K oransseista kääpiötähdistä. Se ei loista niin kuumana kuin Aurinko, eikä ole aivan yhtä suuri massaltaan tai halkaisijaltaan, mutta se kuuluu galaksimme tavallisiin kääpiötähtiin, joden ympärillä on runsaasti tähden synnyn sivutuotteena muodostuneita planeettoja. Käytännössä voidaan olettaa, että jokaista tähteä kiertää planeetta tai planeetoja. Kysymys on vain siitä, voidaanko niitä havaita.
Teimme havaintoja kohteesta HD 95338 kahdella eri teleskooppeihin asennetulla spektrometrillä, joiden tarkoituksena on mitata tähden huojumista näkösäteen suunnassa planeetan vetovoiman vaikutuksesta. Yhdessä Calanin observatoriossa Santiagossa työskentelevien Matias Diazin ja James Jenkinsin sekä useiden muiden tutkijoiden kanssa, olimme havainneet tähteä HARPS instrumentilla La Sillan observatoriossa sekä Las Campanasin observatorion PFS instrumentilla.
Tiesimme havaintojen perusteella, että tähteä kiertää vähintäänkin kaksi kertaa Neptunusta massiivisempi planeetta 55 päivän kiertoradalla (1). Muuta emme tienneet ja planeetta näytti olevan vain yksi monista tavanomaisista kaasuplaneetoista kiertämässä lähitähtiä. Olimme keskustelleet löydön julkaisemisesta mutta se ei vaikuttanut niin kiinnostavalta, että kenenkään kannattaisi käyttää viikkoja tieteellisen julkaisun huolelliseen valmisteluun.
Sitten TESS muutti kaiken.
Radiaalinopeushavainnoista saa selville vain planeetan minimimassan, koska sen ratatason kallistuskulma jää tuntemattomaksi. Jos kuitenkin havaitaan planeetan ylikulku (Kuva 2.), radan kallistuskulma selviää hetkessä — se on silloin noin 90 astetta taivaan tasoon nähden, koska rata kulkee täsmälleen tähden ja havaitsijan välistä. Selvisi, että HD 95338 b oli massaltaan lähes täsmälleen kaksi kertaa Neptunusta suurempi ja siten luultavasti suhteellisen tyypillinen kaasuplaneetta.
Mutta ylikulusta selvisi myös planeetan halkaisija, joka osoitti sen olevan Neptunuksen kanssa saman kokoinen. Kahden Neptunuksen massa oli siis pakkautunut vain yhden Neptunuksen kokoiseksi planeetaksi.
Toisin kuin Neptunus, jonka koostumuksesta suunnilleen 20% on kaasumaista vetyä ja heliumia, HD 95338 b on koostunut likimain kokonaan vetyä ja heliumia raskaammista aineksista. Havainnot planeetan koosta ja massasta on selitettävissä parhaiten kappaleella, joka koostuu jäästä. Olemme siis löytäneet valtaisan, noin 40 kertaa Maapalloa massiivisemman, lumipallon kiertämässä tähteä 120 valovuoden päässä meistä.
Se ei tosin muistuta lainkaan tavanomaisia lumipalloja, sillä planeetan vetovoima on valtaisa ja jää on kovassa paineessa hyvin erilaista kuin Maapallon lauhkeissa olosuhteissa. Lisäksi, noin 130 celsiusasteen lämpötilassa planeetta ei voi olla jäässä pinnaltaan — eikä niin massiivisella kappaleella voi Neptunuksen tapaan edes olla kiinteää pintaa.
HD 95338 b ei ole aivan tavaton tunnettujen eksoplaneettojen joukossa mutta on vaikeaa selittää miten jokin kappale voisi kasata 40 Maapallon edestä jäätä itseensä keräämättä vetovoimansa avulla ympärilleen paksua vedyn ja heliumin vaippaa, kuten Jupiter ja Saturnus. Emme osaa selittää miten jättiläismäiset lumipallot syntyvät. Se kuvastaa sitä, miten puutteellisia tietomme planeetoista, niiden synnystä ja kehityksestä ovat.
Mutta HD 95338 b:n löytöprosessi kuvastaa myös toista asiaa. Se kertoo, että puhtaalla tuurilla on edelleen merkittävä osuus tähtitieteessä. Koskaan ei voi tarkkaan tietää mitä onnistumme havaitsemaan. Emme todellakaan odottaneet törmäävämme massaltaan 40 Maapallon suuruiseen lumipalloon kaukana avaruudessa.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lähteet
Eteläisen taivaan alla
Lentokone tärisee ja poukkoilee valtavasti turbulenssin kourissa sen ylittäessä maapallon pisintä vuoristoketjua, Andien vuoristoa. En kuitenkaan purista istuimen käsinojia tai pelkää kohtaavani loppuani koneen syöksyessä kohti Aconcaguan lähes seitsemänkilometristä huippua, vaan katson kuin naulittuna ikkunasta kuinka Andien lumipeite on huomattavan heikkoa ja puuttuu osalta huipuista kokonaan, vaikka on vielä kevät.
Kone kaartaa etelään, kohti Santiagoa, joka saa lähes kaiken vetensä Andien mahtavan vuoriston sulamisvirroista.
Ilmastokatastrofi näkyy brutaalilla tavalla eteläisellä pallonpuoliskolla. Chile kärsii tuhoisista tulipaloista, kun loppukesän kuiva kausi ja armottoman kuuma Aurinko saavat puut pudottamaan lehtensä jättäen erilaiset kaktukset ja muut kuivaa kestävät kasvit ainoiksi maiseman viherpilkuiksi. Samaan aikaan kastelu- ja juomavetenä käytetyt joet hiipuvat ensin puroiksi ja kuivuvat sitten kokonaan, koska Andien jäätiköt, joiden sulamisvedestä ne saavat alkunsa, kutistuvat kaiken aikaa, eikä vettä enää riitä kaikkiin joenuomiin. Ilmastokatastrofi uhkaa vakavalla tavalla Chilen vesihuoltoa.
Calanin observatoriosta on vaikuttavat näkymät keskustaan. Se on rakennettu matalalle vuorelle kaupungin itäpuolelle mutta kaupunki on vuosikymmenten saatossa nielaissut vuoren kokonaan ja ympäröi nyt observatoriota joka puolelta. Kaupungin savusumu ei onneksi ylety Calaniin asti, vaikka ilmanlaatu ei täytäkään eurooppalaisia standardeja edes keskusta-alueen ulkopuolella. Santiagon hengitysilman laatu kärsii valtavasti niin raskaasta liikenteestä ja puun ja hiilen poltosta kuin tuulen mukanaan kuljettamasta metsäpalojen savusta.
Tähtitiedettä Chilessä
Kävin ensimmäistä kertaa Santiagossa vuonna 2014. Nyt, vuonna 2019, vierailen jo neljättä kertaa ja tilanne on sama kuin aina aiemminkin. Rahoitukseni Englannissa, Hertfordshiren yliopistossa on katkennut, joten hyvä ystävä ja kollega, professori James Jenkins, on tarjonnut kuukauden kestävää pestiä eteläisen taivaan alla eksoplaneettatutkimuksen parissa. Se on akateemisen pätkätyöläisen arkea.
Chile on tähtitieteellisen maailman keskipiste. Maassa sijaitsee yli 70% maapallon tähtitieteellisestä valonkeräyskapasiteetista, eli teleskooppien peilipinta-alasta, ja lukema on vain kasvamassa, kun uuden sukupolven jättiläisteleskoopit (kuten ELT) saadaan valmiiksi. Omalta kannaltani on kiinnostavampaa, että Chilen tähtitieteilijät saavat kokonaisen 15% kiintiön Euroopan Eteläisen Observatorion (ESO) havaintoajasta. Siksi saan aina tarvittaessa chileläisiltä kollegoiltani arvokasta dataa tutkimukselleni keskeisistä kohteista.
Olen erikoistunut planeettojen havainnointiin kiertämässä Auringon lähinaapuruston punaisia kääpiötähtiä. Erityisesti, osaan erotella planeettojen aiheuttamat heikot signaalit mittausten kohinasta kenties paremmin kuin kukaan alan tutkijoista (1). Sellaisen signaalin olin löytänyt läheisen tähden Gliese 357 havainnoista.
Oikeastaan olin löytänyt kolme erillistä signaalia, jotka antoivat viitteitä siitä, että tähden Gliese 357 ympärillä saattaisi olla kokonainen kolmen planeetan järjestelmä mutta olimme erityisen kiinnostuneita planeettakunnan sisimmästä kiertolaisesta.
Gliese 357 c kiertää tähtensä ympäri nopeasti, tähden pintaa viistäen, vain vaivaisessa 3.9 päivässä. Se on suhteellisen pienikokoinen, kuuma kiviplaneetta, massaltaan vain noin kaksi kertaa Maata suurempi. Samankaltaisia planeettoja on lähitähtiemme kiertolaisina valtavasti. Niitä kutsutaan supermaapalloiksi, koska Maan tapaan ne ovat kivisiä mutta niiden massa on suurempi kuin Maalla. Tiesin kuitenkin aluksi vain planeetan massan alarajan, mikä on ainoa planeetan koosta kertova tieto, jonka saamme radiaalinopeusmenetelmällä tehdyillä havainnoilla.
Sitten koitti vuoden 2018 huhtikuu ja taivaalle laukaistu TESS (Transitin Exoplanet Survey Satellite) muutti kaiken. Tai oikeammin, chileläiset ilmoittivat intoa täynnä löytäneensä Gliese 357 c:n ylikulun TESSin tuoreista havainnoista, kun tähti vihdoin osui satelliitin havaintokenttään vuonna 2019. Planeetan ratataso oli siis meistä katsottuna sellainen, että se sattui kulkemaan radallaan täsmälleen tähtensä editse. Tiesimme välittömästi kaksi asiaa: planeetan minimimassa olisi yhtä suuri kuin sen todellinen massa ja voisimme lisäksi määrittää planeetan koon ja siten tiheydenkin, saaden tietoa tämän läheisen supermaapallon koostumuksesta (2).
Uudet maailmat
Kokonaisen uuden planeettakunnan tarkastelu on työlästä ja aluksi on aina kyettävä vastaamaan kahteen kysymykseen. Ensinnäkin, on selvitettävä voisivatko havaitut radiaalinopeussignaalit johtua tähden pinta-aktiivisuuden tuottamista jaksollisuuksista. Toiseksi, on varmistettava, että havainttujen signaalien tulkinta planeettakunnaksi on fysikaalisesti mahdollinen ja planeettojen välinen vetovoima ei saa järjestelmää kaaokseen ja sen kiertolaisia suistumaan radoiltaan. Olemassaolevan planeettakunnan kiertoratojen on oltava stabiileja, koska muutoin se ei voisi olla olemassa ja emme sitä koskaan voisi havaita.
Tähden Gliese 357 tapauksesa oli selvää, että radiaalinopeuksmittauksista havaittu 3.9 päivän jaksollisuus oli todellakin planeetan aiheuttama — aiheuttaja nimittäin löydettiin myös ylikulkumenetelmällä. Kun planeetan signaali on kyetty näkemään kahdella toisistaan riippumattomalla havaintomenetelmällä, se katsotaan ”varmistetuksi” löydöksi. Mutta toiset kaksi signaalia, joiden jaksot olivat 9.1 ja 56 päivää, saattoivat silti olla tähden aktiivisuuden tuotosta ja niiden tulkinta planeettojen aiheuttamiksi siten virheellinen.
Kaikeksi onneksi tiesimme tähden aktiivisuusmittauksista, että GJ 357 pyörähtää itsensä ympäri noin 74 päivässä. Tällainen suhteellisen pitkä pyörähdysaika tarkoittaa, että tähti on vanha ja sen aktiivisimmat elinvaiheet ovat kaukana takana päin. Tärkeämpää oli kuitenkin, että kumpikaan havaituista signaaleista ei voinut olla tähden pyörimisen, ja sen pinnalla näkyviin ja piiloon pyörähtävien tähdenpilkkujen tuottamia. Olimme siis turvallisilla vesillä. Tähden aktiivinen pinta tuskin aiheutti havaittuja jaksollisuuksia. Mutta olisiko signaaleja vastaava kolmen planeetan järjestelmä stabiili?
Planeettakuntien stabiiliutta tarkastellaan aina ennustamalla niiden ratojen evoluutiota kauas tulevaisuuteen ja katsomalla esiintyykö järjestelmässä merkittäviä määriä kaoottisuutta. Gliese 357:n planeettojen tapauksessa tulos oli hyvin selvä: planeetat muodostivat stabiilin järjestelmän, eivätkä planeettojen keskinäiset vetovoimat saaneet niitä suistumaan radoiltaan (2). Olimme siis löytäneet kokonaisen planeettakunnan.
Mutta ratalaskennan perusteella saimme toisenkin tärkeän tuloksen: kahden uloimman planeetan ratatasot eivät voineet poiketa sisimmän vastaavasta kovinkaan paljon, koska muutoin ne olisivat olleet havaittua minimimassaansa huomattavasti suurempia ja aiheuttaneet voimakkaita muutoksia toistensa ratoihin, mikä olisi tehnyt järjestelmästä epästabiilin. Se taas tarkoitti, että onnistuimme määrittämään uloimpien planeettojen massoille myös ylärajat ja kykenimme osoittamaan, että koko planeettakunta kiertää todennäköisesti tähteään suunnilleen samassa tasossa aivan kuten Aurinkokunnankin planeetat tekevät (2).
Saatuamme arvion järjestelmän sisimmän planeetan halkaisijalle ylikulkujen perusteella, tarjolla oli vielä yksi yllätys. Laskimme planeetan tiheyden olevan noin 40% suurempi kuin Maapallolla, mikä tarkoitti, että kyseessä on lähinnä raudasta ja nikkelistä koostuva pallo, jolla on vain ohut silikaattien, eli kiven, muodostama vaippa ympärillään. Maapallon rauta-silikaattivaippa on noin 3000 kilometriä paksu mutta Gliese 357 c:n vaippa olisi tätä huomattavasti ohuempi. Planeetan geologia poikkeaisi siis huomattavalla tavalla Maapallon geologiasta. Kaiken lisäksi Gliese 357 c on radallaan niin lähellä tähteään, että tähden valtaisat vuorovesivoimat ovat saaneet planeetan kiertoajan lukkiutumaan pyörimisaikaan siten, että se näyttää tähdelleen aina saman puoliskon pinnastaan. Planeetan pinnalla ei siis ole vuorokausivaihteluita, vaan vain joko ikuinen päivä tai yö.
Vesi mahdollistaa elämän
Vailla uloimman planeetan ylikulkuhavaintoja emme ole onnistuneet arvioimaan sen tiheyttä ja tutkimaan antaisiko koostumus viitteitä esimerkiksi merien olemassaolosta planeetan pinnalla. Tiedämme kuitenkin, että Gliese 357 d:n pintalämpotila on riittävän alhainen siihen, etteivät sen meret kiehu pois, vaan vesi pysyy planeetan pinnalla. Jos planeetalla on vettä, joka on yksi maailmankaikkeuden yleisimmistä yhdisteistä, se pysyy nestemäisenä planeettaa peittävän jääkuoren alla.
Nestemäinen vesi mahdollistaa elämän siinä muodossa kuin olemme sen Maapallolla opineet tuntemaan. Veden puute taas on elämälle tuhoisaa, kuten voi nopeasti havaita katsomalla ympärilleen Atacaman autiomaassa, jonka ylängölle maailman suurimmat observatoriot on rakennettu. Alueella ei kasva juuri mikään, koska siellä ei sada vettä juuri koskaan. Ja juuri siksi tähtitieteilijät ovat valinneet paikan suurten observatorioidensa kodiksi.
Ironisesti, suurin este tähtitieteelle maan pinnalla on vesi, jota ilman elämää ja siten ihmissivilisaatiota ja tähtitiedettä ei olisi. Pilvet tekevät tähtitaivaan kohteiden tarkkailusta mahdotonta ja pelkkä yläilmakehän vesihöyrykin heikentää havaintotarkkuutta ja estää laajoja aallonpituuskaistoja näkyvää valoa ja erityisesti infrapunasäteilyä saapumasta maahan asti. Vesi saa tähtitieteilijät rakentamaan teleskooppinsa vuorten huipuille, korkealle pilvimassojen ulottumattomiin ja paikkoihin, joissa ilmankosteus on mahdollisimman vähäistä.
Veden puute taas tuottaa ongelmia ihmisille. Niitä ongelmia voimistaa ilmastokatastrofi, joka sulattaa vuoristojen jäätiköt ja ehdyttää niiden sulamisvirroista riippuvaiset joet.
Allaoleva twiittiketju kertoo yksityiskohtaisemmin vuoden 2017 Chilen reissun tapahtumista.
A tale of @UniofHerts astronomer doing #science in Chile in one thread. Follow the tag #ScienceInChile! #exoplanets #astronomy
— Mikko Tuomi (@mustapipa) January 5, 2017
Lähteet
- Dumusque et al. 2017. Radial-velocity fitting challenge. II. First results of the analysis of the data set. Astronomy and Astrophysics, 598, A133.
- Jenkins et al. 2019. GJ 357: a low-mass planetary system uncovered by precision radial velocities and dynamical simulations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 490, 5585.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 