Toisen sukupolven planeettaehdokas löytyi valkoisen kääpiön luota

Hubblen ratkaisematon tapaus

HS 0209+0832 on noin 270 valovuoden päässä oleva valkoinen kääpiö eli Auringon kaltaisen tähden paljastunut ydin: tähti on kuluttanut polttoaineensa loppuun ja luopunut ulkokerroksistaan. Kääpiö on nuori. Se on ehtinyt jäähtyä vasta noin 5 miljoonaa vuotta, ja sen pinnan lämpötila on yhä noin 35 800 kelviniä. Sen painovoima vetää heliumin ja raskaammat alkuaineet pinnan alle muutamassa kuukaudessa, joten pinnalla näkyvän heliumin ja metallien täytyy virrata sinne yhä ulkopuolelta.

Vuonna 2000 julkaistussa tutkimuksessa analysoitiin Hubblen 10. tammikuuta 1999 mittaama ultraviolettispektri. Siitä tunnistettiin seitsemän alkuainetta, mutta noin sataa viivaa ei saatu yhdistettyä mihinkään tunnettuun alkuaineeseen, joten tähden pintaa saastuttavan aineen alkuperä jäi arvoitukseksi. Warwickin yliopiston Jamie Williams ja hänen kollegansa analysoivat aineiston uudelleen uudempien atomiviivaluetteloiden avulla ja tunnistivat suurimman osan viivoista kuparin ja niobiumin aiheuttamiksi. Samat niobiumin viivat näkyvät myös spektreissä, jotka FUSE mittasi vuonna 2002. FUSE oli NASAn ultraviolettisatelliitti, joka on sittemmin poistettu käytöstä.

Mikä on toisen sukupolven planeetta

Maa on ensimmäisen sukupolven planeetta: se kasvoi kaasu- ja pölykiekosta, joka jäi jäljelle Auringon syntyessä. Toisen sukupolven planeetta syntyy vasta tähden elämän loppuvaiheessa aineesta, jonka tähti itse on sinkonnut ympärilleen.

Viimeisessä jättiläisvaiheessaan, niin sanotulla asymptoottihaaralla (engl. asymptotic giant branch, AGB), Auringon kaltainen tähti puhaltaa ulkokerroksensa avaruuteen. Tällaisten tähtien sisällä atomiytimet sieppaavat neutroneja yksi kerrallaan ja rakentavat näin hitaasti rautaa raskaampia alkuaineita. Tähtitieteilijät kutsuvat tätä s-prosessiksi (s = slow, hidas). Niobium on yksi sen tuotteista. Siksi AGB-tähden sinkoamasta aineesta syntyneessä planeetassa pitäisi olla niobiumia ylimäärin, eikä mikään tunnettu prosessi tuota sellaista ylimäärää planeetalle, joka on syntynyt nuoren tähden ympärille.

Yksinäinen tähti, joka menettää massaa tasaisesti joka suuntaan, tuskin jättää jälkeensä kiekkoa, josta voisi syntyä planeettoja. Siksi tutkijat ehdottavat, että tähdellä oli lähellä kiertävä seuralainen. Paisuva jättiläinen olisi nielaissut sen, ja seuralainen olisi auttanut sinkoamaan jättiläisen ulkovaipan avaruuteen. Osa vaipan aineesta on voinut asettua kiekoksi.

Todisteet

• Liikaa niobiumia. Niobiumin ja kalsiumin suhde on yli tuhatkertainen Aurinkoon verrattuna. Niobiumia ei myöskään näy 33 muun sellaisen valkoisen kääpiön FUSE-spektreissä, joiden pinnalla on planeettakappaleiden jäänteitä.
• Ei kiviainesta. Valkoisia kääpiöitä saastuttavat jäänteet sisältävät yleensä runsaasti piitä ja rautaa. Ei kiviainesta. Valkoisia kääpiöitä saastuttavat jäänteet sisältävät yleensä runsaasti piitä ja rautaa. Tässä piitä on vain hyvin vähän eikä rautaa havaita lainkaan, joten nikkeliä on vähintään kaksi kertaa niin paljon kuin rautaa. Maapallossa kokonaisuutena rautaa on noin kaksikymmentä kertaa niin paljon kuin nikkeliä. Yhdessä tähteen virtaavan heliumin kanssa tämä viittaa jättiläisplaneetan kaasukehään. rautaa on noin kaksikymmentä kertaa niin paljon kuin nikkeliä. Yhdessä tähteen virtaavan heliumin kanssa tämä viittaa jättiläisplaneetan kaasukehään.
• 4,4 päivän rytmi. NASAn TESS-avaruusteleskooppi näki tähden kirkastuvan ja himmenevän 4,4 päivän välein; vaihtelu oli 0,12 %. Valkoiset kääpiöt pyörähtävät akselinsa ympäri tyypillisesti noin 30 tunnissa, joten tutkijat pitävät hitaamman, 4,4 päivän vaihtelun aiheuttajana kappaletta, joka kiertää tähteä 6,6 miljoonan kilometrin etäisyydellä. Se on yhdeksäsosa Merkuriuksen etäisyydestä Auringosta.

Mikä on vielä epävarmaa ja mistä kohteen löytää

Planeettaa ei ole nähty eikä sen massaa tiedetä, joten tutkimusartikkeli kutsuu sitä ehdokkaaksi. TESS ei kertaakaan nähnyt planeetan kulkevan tähden editse, ja 4,4 päivän signaali on heikko: kun neljä havaintojaksoa analysoitiin erikseen, signaali erottui selvästi vain kahdessa. Tavallisen planeetan päiväpuolen heijastama tai uudelleen säteilemä tähdenvalo voisi aiheuttaa 0,12 %:n vaihtelun vain, jos planeetta olisi läpimitaltaan neljästä kahdeksaan kertaa Jupiteria suurempi. Tutkijat ehdottavat kahta selitystä: nuori planeetta, jonka kuuma yöpuoli loistaa kirkkaammin kuin sen usvainen päiväpuoli, tai komeetan pyrstön kaltainen karkaavan kaasun virta, joka kulkee meistä katsottuna tähden editse, vaikka planeetta itse ei kulje.

Kemiakaan ei sovi kuvaan täydellisesti: mallien mukaan AGB-tähdet tuottavat niobiumin ohella myös strontiumia, mutta strontiumia ei havaittu.

HS 0209+0832 sijaitsee Valaskalan tähdistössä. Sen rektaskensio on 2 h 12 min ja deklinaatio +8° 47′. Kohde näkyy molemmilta pallonpuoliskoilta, ja lokakuun lopussa se on korkeimmillaan keskellä yötä: Helsingistä katsottuna noin 39°:n korkeudella etelätaivaalla, Kapkaupungista 47°:n korkeudella. Noin 13,8 magnitudin kohde löytyy vain kaukoputkella ja tarkan tähtikartan avulla, ja silloinkin se näkyy himmeänä pisteenä kuten mikä tahansa muu tähti. Yksikään kaukoputki, Hubble mukaan lukien, ei ole nähnyt itse planeettaa: kaikki tässä kerrottu on luettu tähden valosta.