Eksentrinen jupiter

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Eksentrinen jupiter on suuri kaasupitoinen planeetta, joka kiertää keskustähteään soikealla radalla.

Eksentrinen jupiter on tähteä soikealla radalla kiertävä suuri jättiläisplaneetta. Eksentrisen jupiterin massa on monesti Jupiterin massan luokkaa tai massiivisempi. Kaasupitoiset eksentriset jupiterit kiertävät yli 0,2 AU:n päässä keskustähdestään.

Niiden arvellaan syntyneen siten, että hyvin massiiviset planeetat häiritsivät toistensa ratoja, ja vain osa jäi kiertämään planeettaa soikeille radoille joidenkin karatessa pois. Monia muitakin syntytapoja on ehdotettu. Eksentriset jupiterit ovat eksoplaneettalöydöissä tavallisia. Epäillään, ettei eksentrisiä jupitereita omaavilla tähdillä ole Maan tyyppisiä elinkelpoisia planeettoja, koska soikealla radalla kiertävät suurimassaiset tähdet ajavat pienemmät planeetat soikeille tai vaihteleville radoille, tai jopa ajavat ne pois keskustähden piiristä.

HD 80606b:n radan soikeus on harvinaisen suuri 0,93.

Eksentrisien jupiterien olemassaoloa muilla tähdillä on spekuloitu pitkään, on esimerkiksi väitetty pitkään joillain tähdillä olevan planeettoja, jotka huojuttaisivat näkyvästi keskustähtiään. Tämä huojuminen olisi näkynyt valokuvauslevyillä tähden paikan muutoksina, mutta mittatarkkuus on heikko ja antaa tilaa arvailuille. ”Nykyiset” todelliset eksentriset jupiterit havaitaan spektroskoopilla mittaamalla niitten vetovoimavaikutus keskustähteen.

Eksentrisillä jupitereilla ei ole kiinteää pintaa, vaan niistä näkyy kaasukehän pilvet. Pilvien alla on vetymeri ja planeetan jäinen ja kivinen ydin. Eksentrisen jupiterin pilvissä tapahtuu vuodenaikojen mukaan huomattavia lämpötilan vaihteluita. Eräällä hyvin soikealla radalle kiertävällä planeetalla HD 80606b:llä tapahtuu planetan ollessa lähellä tähteään vain 6 tuntia kestävä lämpötilan syöksy 527:sta 1227 asteeseen planeetan kiertäessä keksustähteään 111 päivän jaksossa[1][2]. Eksentristen jupiterien massa on yleensä alle viisi Jupiterin massaa, mutta voi olla jopa 20 Jupiterin massaa. Suurimnmat "eksentriset jupiterit" ovat silloin käytännössä ruskeita kääpiöitä, jonka massan alaraja on 13 Jupiterin massaa.

Tilastoja[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Eksentrisen jupiterin radan soikeus on yli 0,1 ja etäisyys ainakin 0,15 AU keskustähdestään. Alle 0,1 AU päässä keskustähdestään olevian eksoplaneettojen rata on lähes aina melkein ympyrä[3] tähden aiheuttamien vuorovesivoimien takia. Noin 7%:lla Auringon tyyppisistä tähdistä on eksentrisiä jupitereita. Noin 0,1 AU;n päästä lähtien planeettojen ratojen soikeus kasvaa kaavan de/dlog a = 0,2 AU-1 mukaan. Tyypillisen yli viiden päivän jaksossa kiertävän eksoplaneetan eksentrisyys on keksimäärin 0,23. Kun oli löydetty 200 eksoplaneetta, näistä 15:n eksentrisyys oli yli 0,6 eli hyvin suuri.

Syntyteorioita[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Planeettakunnat syntyvät nykynäkemyksen mukaan pienistä kappaleista ja kaasusta koostuvasta esiplanetaarisesta kiekosta tiivistymällä.

Edward Thommesin tutkimusten mukaan suurimassaisesta, pienisitkoisesta esiplanetaarisesta kiekosta syntyy suuria jättiläisplaneettoja soikeille, epävakaille radoille[4].

On oletettu, että eksoplaneettojen soikeus olisi kasvanut vetovoimavuorovaikutuksessa planetesimaaleista koostuvan kiekon kanssa. Tällöin kiekko olisi ollut Aurinkokunan kiekkoa massiivisempi. Toinen oletus on se, että hyvin massiiviset jupiterit alkoivat häiritä toistensa ratoja sen jälkeen kun niiten muodostamaa järjestelmää vakauttanut esiplanetaarinen kaasu oli hävinnyt. Tämä johti kaoottisten ratojen vallitessa pudotuspeliin jossa planeetat törmäilivät toisiinsa ja osa saattoi sinkoutua planeettakunnasta pois.[5]. Näin jäi jäljelle planeettoja, joiden rata oli pahoin häiriintynyt.

Planeettojen ratojen epävakauteen vaikuttaa niiden välinen etäisyys. Jos esiplanetaarisessa kiekossa on paljon ainetta, planeettoja syntyy helpommin lähelle toisiaan. Epävakaita ratoja on, jos kaukaisempi planeetta on alle 1,3 kertaa niin kaukana kuin läheisempi. Silloin ratojen erotus Δ on 0,3. Aurinkokunnassammehan tämä suhde on noin 1,5-1,6. Pitkällä tähtäimellä rata on epävakaa, jos Δ=2,4*pow(q1,1/3)+pow(q2,1/3) jossa q1,q2 ovat planeettojen perihelietäisyydet.[5].

Eräiden teorioiden mukaan varsinkin hyvin soikeille radoile syntyneiden "jupitereiden" syntyhistoria eroaa tavallisen jättiläisplaneetan historiasta. Niinpä on oletettu eksentrisen jupiterin radan soikeuden syntyneen joissain tapauksissa kaksoistähdessä seuralaistähden vetovoiman takia. Myös voidaan ajatella planeettakunnan syntyvaiheessa läheltä ohi kulkevan tähden häirinneen planeettojen ratoja soikeiksi, tai jopa rikkoneen kaksoistähden joka synnytti "jupiterien" soikeat radat.

Joidenkin mielestä hyvin soikeilla radoilla kiertävät hyvin massiiviset jupiterit ja ruskeat kääpiöt eivät synny samalla tavoin kuin muut aurinkokunnan kappaleet. Näiden kappaleiden syntyä selitetään muun muassa kiekkoepävakaisuusteorialla, jossa osa esiplanetaarisesta kiekosta kutistuu nopeasti planeetaksi oman painovoimansa takia. Toiset selittävät massiivisten eksentristen jupitereiden syntyvän jo tähden ja planeetat synnyttäneessä tähtienvälisessä pilvessä kutistumalla silloin, kun niiden keskustähti on vasta syntymässä[6].

Eksentriset jupiterit ja elinkelpoiset planeetat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Epäillään, ettei eksentrisiä jupitereita sisältävissä planeettakunnissa voi olla ainakaan Maan tyyppisiä elinkelpoisia planeettoja. Tämä johtuu siitä että varsinkin soikealla radalla kiertävä suurimassainen planeetta häiritsee vetovoimallaan tehokkaasti muiden planeettojen ratoja. Pahimmassa tapauksessa tapauksessa eksentrinen jupiter ajaa Maan tyyppisen planeetan syöksymään keskustähteensä. Tällöin elinkelpoinen planeetta lakkaa olemasta. Eksentrinen jupiter voi myös ajaa joko Maan tyyppisen planeetan vetovoimallaan pois tähden vaikutuspiiristä. Tällöin planeetta jäätyy ja sen radioaktiivisen lämmön loppuessa toiveet planeetan elinkelpoisuudesta häviävät. Tällöinkin joku elämänmuoto saattaisi ottaa energiaa himmeästä tähtien ja galaksien valosta.

Lievemmässä tapauksesa eksentrinen jupiter tai jupiterit muuttavat Maan tyyppisen planeetan radan soikeaksi tai epäsäännölliseksi. Tällöin planeetan pintalämpötilat vaihtelevat rajusti. Välillä saattaa vesi kiehua, välillä olla hyvin kylmää. Tämä ainakin vaikeuttaa elämän oloa planeetalla tai tekee sen käytännössä mahdottomaksi. Varsinkin ihmisten tyyppinen elämä on vaatelias pintalämpötilan suhteen. Monikaan eliö ei elä yli 50 asteen lämpötilassa. mutta alle -50 °C keskilämpötila jäädyttää koko maapallon. Ilmakehä ja vesikin saattaa atomeiksi hajoavana höyrynä karata avaruuteen planeetalta, joka käy säännöllisin välein lähellä keskustähteään. Mutta esimerkiksi bakteerit voivat vaipua horrokseen. Tällöin soikealla radalla kiertävällä Maan tyyppisellä planeetalla voisi olla elämää joka on aktiivinen vain tiettyinä vuodenaikoina, jolloin lämpötila planeetan pinnalla on sopiva. Muuna aikana elämä sattaisi olla kaivautuneena pinnan alle tai kuumutta kestävissä itiömäisissä kapseleissa. Toinen vaihtoehto on elämä joka muuttolintujen tavoin muuttaa pallonpuoliskolta tai leveysasteelta toiselle planetan etäisyyden mukana vaihtelevan lämpötilan mukaan. Myös niin sanotun Gaia-hypoteesin mukaan planeetalla voi kehittyä elämänmuotoja jotka säätelevät planeetan pintalämpötilaa. Vesimaailmassa sattaa ola meren pohjalla melko tasainen lämpötila, vaikka lämpötila pinnalla vaihtelisikin.

Hyvin eksentrisiä jupitereita[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pianeetta Etäisyys tähestä a e MJ Muuta
HD 3651 b 0.29 0.61 0.22
HD 37605 b 0.26 0.73 2.84
HD 45350 b 1.92 0.77 1.79
HD 80606 b 0.45 0.93 4.0
HD 89744 b 0.93 0.67 8.58
16 Cygni Bb 1.68 0.68 1.68

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Eccentric Exoplanet Gets Hot Flashes Page 1 Victoria Jaggard National Geographic News 28.1.2009.
  2. Eccentric Exoplanet Gets Hot Flashes Page 2 Victoria Jaggard National Geographic News 28.1.2009
  3. ORBITAL ECCENTRICITES G. Marcy, P. Butler, D. Fischer, S. Vogt 20.9.2003
  4. Leena Tähtinen, Chris Flynn, Esko Valtaoja: Universumi tietokoneessa. Ursan julkaisuja 118, Ursa ry Helsinki 2009, Gummerus kirjapaino OY Jyväskylä 2009, ISBN 978-952-5329-81-0, s. 120.
  5. a b Exoplanets AS3012 lecture notes Viitattu 28. toukokuuta 2007. (englanniksi)
  6. On the formation of eccentric superplanets Pavel Artymowitz 1995