Voisimmeko havaita eksoplaneetan olevan maankaltainen?
James Webb -avaruusteleskoopin tuoreet tulokset olivat jälleen eräänlainen pettymys. Kuten aiemmin kohteena olleet TRAPPIST-1 järjestelmän sisimmät planeetat, myös läheistä punaista kääpiötähteä LHS 475 kiertävän kuuman kiviplaneetan havainnot paljastavat sen olevan luultavasti kaasukehätön, karrelle palanut kivenmurikka (1). Tuloksessa ei sinällään ole mitään yllättävää, koska kyseessä on TRAPPIST-1 b ja c -planeettojen tapaan hyvin lähellä tähtensä pintaa radallaan kiertävä, voimakkaalle säteilylle, hiukkastuulelle ja purkauksille altis kappale. Täysin varmaa planeetan LHS 475 b luonne kaasukehättömänä planeettana ei tosin ole. Tutkijoiden mukaan se voi hyvinkin olla vain ohuen kaasukehän peittämä, kuten Mars, tai Venuksen tapaan tasaisen pilvivaipan verhoama kiviplaneetta. Havainnot eivät voi tehdä eroja näiden tapausten välillä, koska käytetyillä aallonpituuskaistoilla ei havaittu muutoksia planeetan ylikulun ominaisuuksissa. Kaasukehän puute tai tasainen pilvipeite eivät siksi ole erotettavissa toisistaan havaintojen puitteissa.
Tähtitieteilijät ovat nyt koettaneet naapuritähtiä kiertävien kivisten eksoplaneettojen kaasukehien havaitsemista kolmesti, ja vieläkään emme ole saaneet esiin kiistattomia merkkejä kiviplaneettojen kaasukehistä tutkiaksemme niiden koostumuksia. Se on kiusallinen pettymys, koska toiveissa oli mahdollisuus tutkia kaasukehien koostumusta heti havaintojen tullessa mahdollisiksi. Maailmankaikkeus ei kuitenkaan ole sellainen kuin toivoisimme, ja saattaa hyvinkin olla niin, että helpoimmat havaittavat eksoplaneetat sattuvat olemaan kaasukehättömiä maailmoja, jotka eivät käytettävissä olevin keinoin paljasta luonteestaan paljoakaan edes parhaiden instrumenttiemme välityksellä. Lähitulevaisuudessa on kuitenkin aihetta odottaa kiinnostavampia tuloksia, koska James Webb -avaruusteleskooppi kykenee paljon parempaan.
Rajoittava tekijä maankaltaisen planeetan kaasukehän tutkimiselle on nykyisellään se, että Maata muistuttavien planeettojen ylikulut ovat niin kovin harvinaisia ja epätodennäköisiä tapauksia. Ja juuri ylikulkujen tutkiminen on oleellisessa roolissa, koska suorat havainnot kaukaisista planeetoista eivät vielä tule kyseeseen. Havaitessamme ylikulkuja eri aallonpituusalueilla, voimme kuitenkin jo nyt havaita eksoplaneettojen kaasukehien ominaisuuksia, ja vastaavat havainnot olisivat periaatteessa mahdollisia myös maankaltaiselle planeetalle.
Yksi ongelma on maankaltaisten planeetan pitkä kiertoaika tähtensä ympäri. On mahdollista havaita vain yksi ylikulku vuodessa, joten tulosten saamiseen usean ylikulun ajalta vaaditaan aikaa useita vuosia. Ilmeinen ratkaisu ongelmaan on koettaa havaita lähempänä tähtiään sijaitsevia planeettoja, joiden vuoden pituus on lyhyempi. Silloin saamme lyhyemmässä ajassa useita havaintoja ylikuluista ja voimme tarkastella planeetan kaasukehää tarkemmin. Lähempänä auringonkaltaista tähteä planeetat vain ovat liian kuumia soveltuakseen elinkelpoisiksi kappaleiksi, joten on siksi tutkittava himmeämpien, punaisten kääpiötähtien planeettoja, koska niillä elinkelpoiset vyöhykkeet ovat niinikään lähempänä tähtiä. Emme siten voi aivan havaita, mitä haluamme, ja joudumme tyytymään niihin planeettoihin, joista havaintoja voidaan tehdä. Lähempänä tähtiään sijaitsevat planeetat tarjoavat kuitenkin myös toisen edun: niiden ylikulkutodennäköisyys on suurempi, joten sellaisia planeettoja voidaan havaita enemmän ja löytää helpommin. Siksi voidaankin kysyä mitä JWST:n avulla voitaisiin havaita, jos maankaltainen eksoplaneetta kiertäisi punaista kääpiötähteä, kuten TRAPPIST-1 tai vaikkapa Proxima Centauri, aivan sen lähellä ja silti elinkelpoisella vyöhykkeellä.
Olellisessa roolissa on oman planeettamme transmissiospektri, jota voimme käyttää vertailukappaleena selvittäessämme mitä planeetan elinkelpoisuudesta kieliviä kaasukehän piirteitä voitaisiin havaita (Kuva 1.). Eri molekyylit tekevät planeettamme kaasukehästä läpinäkymättömän niille ominaisilla aallonpituusalueilla. Samalla tavalla tutkimalla ylikulkujen avulla eksoplaneetan näennäistä kokoa eri aallonpituuksilla, voimme erottaa monia erilaisia molekyylejä sen kaasukehästä. Periaatteessa vain havaintolaitteen tarkkuus määrittää rajat sille, kuinka hyvin voimme oppia tuntemaan eksoplaneettojen kaasukehien koostumuksia. Maan kaasukehästä esimerkiksi voisi menetelmällä erottaa monia molekyylejä, kuten vesi, metaani, hiilidioksidi ja otsoni. Niistä jälkimmäinen voisi toimia niinsanottuna biomarkkerina, eli molekyylinä, joka paljastaisi epätavallisen kemiallisen epätasapainotilan, joka aiheutuu yhteyttävän elämän kaasukehään tuottamasta vapaasta hapesta. Huomionarvoisia ovat myös merkit freoneista (CFC-11 ja CFC-12), joita kaasukehämme sisältää ihmistoiminnan vaikutuksesta. Niitä ei muodostu luonnollisissa prosesseissa, vaan niiden valmistamiseen vaaditaan teknologinen sivilisaatio. Kaasukehämme koostumus paljastaa siis meidän itsemmekin olemassaolon.
Edes JWST ei kuitenkaan kykene tarkkuuteen, jolla vastaava kirjo erilaisia molekyylejä voitaisiin havaita eksoplaneetan kaasukehästä. Jos Maa olisi TRAPPIST-1 järjestelmässä elinkelpoisella vyöhykkeellä planeetan e paikalla kiertämässä tähden kerran noin kuudessa päivässä, sen kaasukehä voisi paljastaa ominaisuuksiaan tarkoissa havainnoissa (2). Havaittavissa olisivat ainakin hiilidioksidi ja metaani, ja jopa otsonin olemassaolosta voitaisiin saada viitteitä. Olisi siis mahdollista tehdä johtopäätöksiä planeetan olosuhteista. Hiilidioksidi ja ilman molekyylin jatkuvaa tuotantoa nopeassa tahdissa kaasukehästä poistuva metaani kertoisivat geologisesti aktiivisesta planeetasta. Vettä voitaisiin havaita vain pieniä yläilmakehän pitoisuuksia, mikä ei antaisi luotettavaa tietoa veden esiintymisestä nestemäisenä planeetalla. Biomarkkereiden havainto taas olisi parhahimmillaankin erittäin epävarma, ja siksi elämän merkkien löytymisestä tuskin voitaisiin puhua.
Tulokset ovat silti lohdullisia huomioiden erityisesti sen tosiasian, että toisilla planeetoilla voi olla helpommin havaittavissa olevia molekyylikoktaileja kaasukehissään. Meillä on joka tapauksessa ensimmäistä kertaa käsillä havaintokapasiteetti toisia tähtiä kiertävien maankaltaisten planeettojen kaasukehien tutkimiseen. Vaikka ensimmäiset tulokset ovat lähinnä kertoneet tähtiään lähellä kiertävien kiviplaneettojen menettävän herkästi kaasukehänsä avaruuteen, elinkelpoisen vyöhykeen planeettojen olosuhteista kertovat havainnot ovat vasta työn alla. Kukaan tuskin voi ennustaa varmuudella mitä ne aivan lähitulevaisuudessa paljastavat.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
- Lustig-Yaeger et al. 2023. A JWST transmission spectrum of the nearby Earth-sized exoplanet LHS 475 b. Nature Astronomy.
- Lustig-Jaeger et al. 2023. Earth as a Transiting Exoplanet: A Validation of Transmission Spectroscopy and Atmospheric Retrieval Methodologies for Terrestrial Exoplanets. Accepted for publication in PSJ.
Elinkelpoisuuden ratkaisee kaasukehä — havaintoja pienten eksoplaneettojen ominaisuuksista
Venuksen paksu, hiilidioksidista koostuva kaasukehä päästää kyllä lävitseen Auringon säteilyn muttei sitten olekaan läpinäkyvä vapautuvalle lämpösäteilylle. Planeetan kaasukehä varastoi energiaa eristeenä toimivan kaasukehänsä sisään, mikä tekee sen lämpötilasta huomattavasti korkeamman kuin se olisi ilman tätä kasvihuoneilmiöksi kutsuttua vaikutusta. Planeettatutkimuksen perusopintoihin kuuluu planeettojen pintalämpötilojen arviointi perustuen mustan kappaleen säteilyspektriksi kutsuttuun fysikaaliseen ideaalitilanteeseen. Se tarkoittaa tilannetta, jossa planeetta säteilee kaiken Auringosta saamansa säteilyenergian tasapainolämpötilassa pois. Venuksen laskennallinen lämpötila olisi noin 55 celciusastetta mutta kasvihuoneilmiö muuttaa tasapainotilaa tehden planeetan pinnasta kuuman 460 celciusasteen rajan rikkovan pätsin, jossa metalleista jopa lyijy ja sinkki sulavat nesteiksi.
Pyrkimys löytää maankaltaisia elämälle soveltuvia planeettoja toisten tähtienkiertolaisina on erittäin ongelmallista vailla mahdollisuuksia tutkia planeettojen kaasukehien ominaisuuksia. Laskennalliselta lämpötilaltaan sopivaksi katsotut planeetat voivatkin osoittautua aivan liian kuumiksi elämän esiintymiselle, jos niiden pintaa vain peittää tarpeeksi paksu kasvihuoneilmiön aikaansaava kaasukehä. Ohut hiilidioksidista koostuva kaasukehä, kuten Marsilla, ei tuota juuri minkäänlaista kasvihuoneilmiötä ja siten Marsin keskimääräinen −60 °C pintalämpötila vastaa hyvin tarkkaan laskennallista arviota. Maakin on noin 40 celciusastetta laskennallista arvoa kuumempi 15 °C pintalämpötilallaan, joten planeettamme olisi ikijäähän vaipunut, monimuotoiselle maanpäälliselle elämälle epäsopiva planeetta ilman kaasukehämme hiilidioksidia ja muita kasvihuonekaasuja.
Oleellista on kaasukehän paksuus. Marsin ohut kaasukehä on vain noin prosentin Maan ilmakehän paksuudesta . Venuksen voimakas kasvihuoneilmiö puolestaan selittyy pääasiassa hiilidioksidista koostuvan kaasukehän massiivisella yli 90 ilmakehän paineella, joka voimistaa kasvihuoneilmiön planeetan pinnalla äärimmilleen. Laskennallinen termodynaaminen tasapainolämpötila antaa siksi vain planeetan pintalämpötilan alarajan, ja todellisten pintaolosuhteiden selvittäminen vaatiikin kaasukehän ominaisuuksien tuntemista. James Webb -avaruusteleskoopilla on mahdollista selvittää lähimpien tähtiensä editse radallaan kulkevien planeettojen olosuhteita.
Läheisessä punaisen kääpiötähden TRAPPIST-1 planeettakunnassa on seitsemän maapallon kokoluokkaan kuuluvaa kiviplaneettaa, joiden kaasukehien ominaisuuksia on päästy ensi kertaa tutkimaan JWST:n avulla. Planeetoista lähimpänä tähteään sijaitsevan planeetan TRAPPIST-1 b kaasukehästä koetettiin saada tietoa tarkkailemalla sen ylikulkuja infrapuna-alueella mutta merkkejä kaasukehän olemassaolosta ei havaittu. Planeetan kaasukehä on korkeintaan hyvin ohut, vain kymmeneksen Maan ilmakehän paksuudesta, todennäköisesti jopa sitäkin heikompi. Sen pinnalla kasvihuoneilmiö voi siksi vaikuttaa lämpötilaan vain hyvin vähän kuten Marsissa, tai kaasukehää ei ole lainkaan kuten Merkuriuksen pinnalla. Planeetan pintalämpötila on noin 230 °C, mikä tarkoittaa käytännössä sitä, että se on likimain kaasukehätön, kuuma kivenmurikka lähellä tähteään.
Ensimmäinen yritys havaita merkkejä lähitähteä kiertävän kiviplaneetan kaasukehästä veti siis vesiperän. Tähtitieteilijöiden tavoitteena on kuitenkin tutkia jokaista TRAPPIST-1 tähden planeettaa, ja tuoreet tulokset kertovat planeetan TRAPPIST-1 c ominaisuuksista (1). JWST:n havaintojen perusteella planeetta c, joka on pintalämpötilaltaan noin 110 °C kuumuudessa, on niinikään vailla kaasukehää tai se on vain hyvin ohut kuten Marsilla. Skenaariot venuksenkaltaisista olosuhteista, joissa kaasukehä tuottaa voimakkaan kasvihuoneilmiön, voidaan sulkea pois, koska planeetan valoisan puolen pintalämpötila on yhteensopiva kaasukehättömän kappaleen kanssa. Tulos on kiusallinen, koska ihmiskunnan käytössä oleva havaintokapasiteetti on toistaiseksi riittänyt kahden kivisen planeetan kaasukehien ominaisuuksien havaitsemiseen ja molemmat on todettu likimain kaasukehättömiksi kappaleiksi.
Joudumme vetämään johtopäätöksiä TRAPPIST-1 järjestelmän planeettojen kaasukehien ominaisuuksista perustuen siihen, että niitä ei saatu havaituksi. Se on kuitenkin hyvin yleinen tapa saavuttaa tietoa tähtitieteessä, koska havainnon ollessa teknisesti mahdollinen, sen jääminen toteutumatta antaa uutta tietoa havaittavasta kohteesta. Oleellista on se, että voimme sulkea pois joitakin selitysmalleja planeettojen fysikaalisista ominaisuuksista — nyt tiedämme se, että niiden kaasukehät ovat ohuempia kuin omalla planeetallamme ja että ne eivät missään tapauksessa koe musertavaa kasvihuoneilmiötä kuten Venus.
Havaittavissa olevien kaasukehien puute voi kertoa jotakin TRAPPIST-1 järjestelmän planeetoista mutta on hyvinkin mahdollista, että se on yleistettävissä koskemaan kaikkia vastaavanlaisia punaisia kääpiötähtiä. On mahdollista, että lähellä tähtiään, niiden säteilyn, hiukkastuulen ja purkausten syleilyssä, pienet kiviplaneetat menettävät herkästi koko kaasukehänsä. Se ei lupaa hyvää yrityksille havaita vain hiukan kauempana radoillaan sijaitsevien viileämpien ja siten elinkelpoisempien planeetojen kaasukehien ominaisuuksia. Jos niidenkin kohdalla merkit kaasukehästä jäävät havaitsematta, on selvää, että toiveet punaisten kääpiötähtien planeettakuntien elinkelpoisuudesta saavat kovan kolauksen. Lähin punaisen kääpiötähden planeettakandidaatti eläväksi planeetaksi, Proxima b, on entistä todennäköisemmin kuollut kivi aktiivisen tähtensä vieressä.
Ei ole kuitenkaan syytä lannistua, koska TRAPPIST-1 järjestelmän huomattavasti viileämmät ulommat planeetat voivat pitää kiinni kaasukehistään huomattavasti kahta sisäplaneettaa helpommin. Joka tapauksessa, voimme nyt ensi kertaa vertailla eksoplaneetoista saatuja tietoja oman aurinkokuntamme planeettojen hyvin tunnettuihin ominaisuuksiin ja jo se on suunnattoman arvokasta koettaessamme selvittää kosmisten naapurimaailmojemme olosuhteita.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 