Eksoplaneetta 2M1510b kohtisuoralla kiertoradalla

Huhtikuun 16. 2025 ESOn astronomit ilmoittivat löytäneensä ^[1] eksoplaneetan, joka kiertää ruskeiden kääpiöiden ^[2] muodostamaa kaksoistähtijärjestelmää lähes 90 asteen kulmassa tähtien ratatasoon nähden. Tämä on ensimmäinen kerta, kun tällainen kiertorata on havaittu, mikä tekee löydöstä erityisen merkittävän. Havainto tehtiin Euroopan eteläisen observatorion Very Large Telescope (VLT) -kaukoputkella.

Tämä on taiteilijan näkemys eksoplaneetta 2M1510 (AB) b:n epätavallisesta kiertoradasta sen isäntätähden, eli kahden ruskean kääpiön muodostaman parin, kiertoradalla. Vastikään löydetyn planeetan rata on polaarinen, eli kohtisuorassa siihen ratatasoon nähden, jossa kaksi tähteä liikkuvat.

Yksittäisten tähtien ympäriltä on löydetty jo aiemmin polaarisia planeettoja, samoin kuin kaasun ja pölyn polaarikiekkoja, joista kaksoistähtien kiertoradoille voi muodostua planeettoja. ESO:n Very Large Telescope, eli VLT-kaukoputken ansiosta meillä on kuitenkin nyt ensimmäistä kertaa näyttöä siitä, että tällainen planeetta todella on olemassa napakiertoradalla kahden tähden järjestelmässä.

Nämä kaksi ruskeaa kääpiötä näkyvät taivaalla yhtenä ainoana kohteena, mutta tähtitieteilijät tietävät, että niitä on kaksi, koska ne pimentävät ajoittain toisiaan. VLT:n UVES-spektrografilla he mittasivat niiden kiertonopeuden ja huomasivat, että niiden kiertoradat muuttuvat vähitellen. Kun muut selitykset oli suljettu huolellisesti pois, he päättelivät, että polaariradalla olevan planeetan gravitaatio on ainoa tapa selittää havaittu ruskeiden kääpiöiden liike.

Kuva: ESO/L. Calçada.

Tähtijärjestelmä 2M1510 sijaitsee Vaa’an -tähdistössä noin 120 valovuoden etäisyydellä Maasta. Järjestelmä koostuu kolmesta ruskeasta kääpiöstä: sisemmästä kaksoisjärjestelmästä 2M1510Aa ja 2M1510Ab, jotka kiertävät toisiaan 20,9 päivän välein, sekä ulommasta kumppanista 2M1510B, joka kiertää sisempää paria noin 250 au:n etäisyydeltä. Järjestelmä kuuluu nuoreen, noin 45 miljoonan vuoden ikäiseen Argus-liikkuvaan ryhmään, mikä viittaa sen nuoreen ikään.

Uusimmat havainnot paljastivat eksoplaneetan, nimeltään 2M1510b, joka kiertää sisempää kaksoisjärjestelmää lähes kohtisuorassa sen ratatasoon nähden. Tämä "polaarinen" kiertorata on ensimmäinen laatuaan, ja se haastaa nykyiset käsitykset planeettojen muodostumisesta ja dynamiikasta. Planeetan massa ja kiertoaika eivät ole vielä tarkasti määritettyjä, mutta alustavat arviot viittaavat siihen, että sen massa voisi olla yli 10 Jupiterin massaa ja kiertoaika noin 100 – 400 vuorokautta. Havainnot ja tutkimukset edelleen jatkuvat näiltä osin.

Vaikka viime vuosina on löydetty useita kaksoistähtiä kiertäviä eksoplaneettoja, niin tämä on ensimmäinen tunnettu tapaus, jossa eksoplaneetta kiertää kaksoistähtijärjestelmää lähes kohtisuorassa sen ratatasoon nähden. Joitain viitteitä ”polaariradoista” on aikaisemmin havaittu esimerkiksi pölykiekkoja tällaisilla radoilla. Selkeä näyttä on kuitenkin puuttunut.

Näin ollen löytö haastaa nykyiset mallit planeettojen muodostumisesta, jotka yleensä olettavat, että planeetat muodostuvat samassa tasossa kuin niiden isäntästarat. Lisäksi tähtijärjestelmä tarjoaa ainutlaatuisen mahdollisuuden tutkia planeettojen dynamiikkaa ja vuorovaikutuksia monimutkaisissa tähtijärjestelmissä.

Jatkotutkimukset, kuten pimennysajankohdan vaihteluiden (ETV) seuranta ja astrometriset mittaukset, ovat suunnitteilla vahvistamaan planeetan olemassaolon ja määrittämään sen tarkemmat ominaisuudet. Suora kuvaaminen ei todennäköisesti ole riittävän herkkä havaitsemaan 2M1510b:tä, mutta se voisi paljastaa muita mahdollisia planeettoja järjestelmässä.

Taustaa

Planeettojen oletetaan syntyvän samasta kiekosta kaasua ja pölyä kuin tähdet, joten niiden kiertoradat ovat normaalisti samassa tasossa kuin emotähtensä pyörimisliike. Kun planeetta löytyy melkein kohtisuorasta kiertoradalta kaksoistähtiparia nähden, se rikkoo tätä mallia. Mutta miten näin voi tapahtua? Varmaa vastausta on vaikea tässä vaiheessa antaa mutta vaihtoehtoja radan syntymiselle tai planeetan päätyminen tällaiselle ”polaariradalle” on useita:

1. Kozai–Lidov-resonanssi

Jos järjestelmässä on ulompi kolmas tähti – kuten 2M1510-järjestelmässä on – se voi gravitaation avulla "keikuttaa" sisemmän planeetan rataa. Tämä ilmiö tunnetaan nimellä Kozai–Lidov-resonanssi. Se saa planeetan kiertoradan kallistuskulman ja eksentrisyyden muuttumaan ajan myötä. Pitkän ajan kuluessa planeetta voi päätyä voimakkaasti kallistuneelle, jopa lähes kohtisuoralle radalle.

Tämä vaatii paljon aikaa, mutta 2M1510 on vielä nuori (noin 45 miljoonaa vuotta), joten tämä prosessi voi olla vielä käynnissä tai juuri saanut aikaan nykytilan.

2. Muodostuminen "väärässä" kiekossa

Toinen mahdollisuus on, että planeetta ei syntynytkään tavallisessa protoplanetaarisessa kiekossa. Jos tähdet ovat muodostuneet kaoottisesti esimerkiksi yhteensulautumisen kautta, kaasu- ja pölykiekko voi olla alkujaan vinossa suhteessa tähtien ratoihin. Tällöin myös siitä syntyvä planeetta voi automaattisesti päätyä voimakkaasti kallistuneeseen kiertorataan – se ei olisi siis tullut käännetyksi vaan syntynyt valmiiksi vinossa.

3. Dynaamiset häiriöt syntymän jälkeen

Kolmas vaihtoehto on, että planeetta syntyi tavanomaisella radalla, mutta sen rata muuttui myöhemmin. Syitä muutokseen voisi olla törmäys tai läheltä piti -tilanne toisen massiivisen kappaleen kanssa. Myös (gravitaatio)vuorovaikutus toisten planeettojen tai tähden kanssa muuttaisi ratatason kaltevuutta.

Olipa kaltevan radan syy mikä tahansa, niin useimmat tällaiset poikkeavat radat ovat epävakaita, ja planeetta joko törmää tähtiinsä tai sinkoutuu ulos järjestelmästä. Jos ja kun näemme tällaisen ratakuvion, se on joko tilapäinen (ja ratataso muuttuu vielä myöhemmin), tai erikoisen vakaa (esim. tietynlainen resonanssi pitää sen kasassa), tai juuri sopivalla hetkellä havaittu: universumin aikaskaalassa 45 miljoonaa vuotta on "vauvaikä".

 

Viitteet

1. Science Advances -lehdessä otsikolla “Evidence for a polar circumbinary exoplanet orbiting a pair of eclipsing brown dwarfs. Pääkirjoittaja ja tutkimusryhmän vetäjä on Thomas Baycroft, Birminghamin yliopiston tohtorikoulutettava.

2.  Ruskeat kääpiöt ovat kaasujättiläisplaneettoja suurempia mutta liian pieniä ollakseen varsinaisia tähtiä. Massan yläraja on noin 80 Jupiterin massan tienoilla. Niiden ytimessä ei esiinny vedyn fuusioita, joskin lyhyen aikaa kaikkein massiivisimmissa tähdissä voi esiintyä deuteriumin fuusio. 

Tähtipari muodostaa pimennysmuuttujan, jossa näemme tähdet lähes niiden ratatason suunnasta. Pimentyminen tapahtuu silloin kun toinen tähti peittää toisen. Tähtiparin löysi professori Amaury Triaud’n (Birminghamin yliopisto) tutkimusryhmä vuonna 2018. Hän osallistui myös nyt julkaistuun tutkimukseen. Tähtiparin jatkotutkimukset tuottavat nyt raportoidun löydön ja sitä voidaan pitää sattumalöytönä, sillä eksoplaneettaa ei aktiivisesti etsitty tähtijärjestelmästä.

 

 

Tutkijat ovat löytäneet Barnadin tähden kiertoradalta eksoplaneetan

Tähtitieteilijät ovat löytäneet Euroopan eteläisen observatorion VLT-teleskoopin (ESO:n VLT) avulla eksoplaneetan, joka kiertää Barnardin tähteä ^[3]. Nyt löydetyn eksoplaneetan massa on vähintään puolet Venuksen massasta, ja vuosi kestää vain hieman yli kolme Maan vuorokautta. Tutkimusryhmän havainnot antavat myös vihjeitä kolmen muun eksoplaneetan olemassaololle, jotka kiertävät tähteä omilla radoillaan.

Tässä taiteilijan tekemässä kuvassa näkyy Barnard b, eli Barnardin tähteä kiertävä Maata pienempimassainen planeetta, joka on juuri löydetty. Siihen liittyvä havainto tehtiin ESO:n VLT-teleskoopin ESPRESSO-instrumentilla, ja tähtitieteilijät pystyivät vahvistamaan sen olemassaolon muiden instrumenttien tiedoilla. Aiempaa vuonna 2018 tehtyä lupaavaa havaintoa saman tähden kiertoradalla olevasta planeetasta ei voitu vahvistaa. Tämän juuri löydetyn eksoplaneetan massa on vähintään puolet Venuksen massasta, mutta se on liian kuuma nestemäisen veden ylläpitämiseen. Planeetan vuosi kestää vain hieman yli kolme Maan vuorokautta.

Kuva ESO/M. Kornmesser.

Barnardin tähti sijaitsee vain kuuden valovuoden etäisyydellä meistä, ja se on toiseksi lähin tähtijärjestelmä Alfa Kentaurin kolmoistähtijärjestelmän jälkeen. Se on meitä lähin yksittäinen tähti. Läheisyytensä vuoksi se on ensisijainen kohde Maan kaltaisten eksoplaneettojen etsinnässä. Vuonna 2018 tehdystä lupaavasta havainnosta huolimatta Barnardin tähteä kiertävää planeettaa ei tähän mennessä oltu vahvistettu.

Tänään Astronomy & Astrophysics -lehdessä julkaistussa artikkelissa kerrotun uuden eksoplaneetan löytyminen on viimeisten viiden vuoden aikana Paranalin observatoriossa Chilessä sijaitsevalla ESO:n VLT-observatoriolla tehtyjen havaintojen tulos. ”Vaikka tämä kesti kauan, olimme koko ajan varmoja, että voisimme löytää jotain”, sanoi Jonay González Hernández, espanjalaisen Instituto de Astrofísica de Canarias -instituutin tutkija ja artikkelin pääkirjoittaja. Tutkimusryhmä etsi signaaleja mahdollisista eksoplaneetoista, jotka sijaitsevat Barnardin tähden elinkelpoisella tai lauhkealla vyöhykkeellä, joka on alue, jossa planeetan pinnalla voi olla nestemäistä vettä. Tähtitieteilijät tutkivat usein Barnardin tähden kaltaisia punaisia kääpiötähtiä, koska niissä pienimassaisten kiviplaneettojen löytäminen on helpompaa kuin isompien Auringon kaltaisten tähtien ympäriltä ^[1].

Barnard b ^[2] kiertoradan keskietäisyys on alle 3 miljoona km etäisyydellä tähdestään. Etäisyys vastaa vain 1/20 Merkuriuksen etäisyydestä Aurinkoon. Planeetta kiertää tähden ympäri 3,15 Maan vuorokaudessa, ja sen pintalämpötila on noin 125 °C. ”Barnard b on yksi pienimassaisimmista tunnetuista eksoplaneetoista, ja se on yksi harvoista tunnetuista, joiden massa on Maan massaa pienempi. Planeetta on kuitenkin liian lähellä tähteä, ja sijaitsee elinkelpoista vyöhykettä lähempänä”, González Hernández kertoi. ”Vaikka Barnadin tähti on noin 2 500 astetta Aurinkoamme viileämpi, planeetalla on liian kuumaa, jotta pinnalla voisi olla nestemäistä vettä”.

Tässä tähtikartassa on Käärmeenkantajan tähdistö, joka sijaitsee taivaan päiväntasaajan toisella puolella. Kartassa Barnardin tähden sijainti on merkitty, ja siinä näkyy suurin osa tähdistä, jotka näkyvät paljain silmin kirkkaana pimeänä yönä. 

Kuva ESO, IAU and Sky & Telescope.

Ryhmä käytti havainnoissa ESPRESSOa, erittäin tarkkaa laitetta, joka on suunniteltu havaitsemaan yhden tai useamman planeetan painovoiman aiheuttamat häiriöt, jotka näkyvät tähden heilahteluna. Havaintojen tulokset vahvistettiin myös muilla eksoplaneettojen etsimiseen erikoistuneilla instrumenteilla: ESO:n La Sillan observatoriossa sijaitsevalla HARPS:illa , HARPS-N:llä ja CARMENES:illa. Uudet tiedot eivät kuitenkaan anna todisteita vuonna 2018 raportoidun eksoplaneetan olemassaololle.

Nyt varmennetun planeetan lisäksi kansainvälinen ryhmä löysi vihjeitä myös kolmesta muusta eksoplaneettakandidaatista, jotka kiertävät Barnadin tähteä. Näiden ehdokkaiden vahvistaminen edellyttää kuitenkin lisähavaintoja ESPRESSO:lla. ”Meidän on nyt jatkettava tähden havaitsemista vahvistaaksemme muiden ehdokkaiden signaalit”, sanoi Alejandro Suárez Mascareño, tutkija, joka työskentelee myös Instituto de Astrofísica de Canarias -laitoksessa ja on yksi tutkimuksen kirjoittajista. ”Mutta tämän planeetan löytyminen yhdessä muiden aiempien löytöjen, kuten Proxima b:n ja d:n, kanssa osoittaa, että kosminen takapihamme on täynnä pienimassaisia planeettoja”.

ESO:n rakenteilla oleva ELT (Extremely Large Telescope) tulee muuttamaan eksoplaneettojen tutkimusta. ELT:n ANDES-instrumentin avulla tutkijat pystyvät havaitsemaan enemmän näitä lähitähtien lauhkealla vyöhykkeellä sijaitsevia pieniä kiviplaneettoja, jotka ovat nykyisten teleskooppien havaintojen ulottumattomissa. ELT:n avulla pystytään tutkimaan myös niiden ilmakehän koostumusta.

Tämä tutkimus on esitelty artikkelissa nimeltään “A sub-Earth-mass planet orbiting Barnard’s star”, joka julkaistaan Astronomy & Astrophysics -lehdessä (https://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/202451311).

 

Huomautukset

[1] Tähtitieteilijät havaitsevat viileitä tähtiä, kuten punaisia kääpiöitä, koska niissä lauhkean lämpötilan alue on paljon lähempänä tähteä kuin kuumemmilla tähdillä, kuten Auringolla. Siten niiden tapauksessa lauhkealla vyöhykkeellä kiertävien planeettojen kiertoaika tähden ympäri on lyhyempi, jolloin tähtitieteilijät voivat seurata niitä useiden päivien tai viikkojen ajan vuosien sijaan. Lisäksi punaiset kääpiöt ovat paljon vähemmän massiivisia kuin Aurinko, joten niitä ympäröivien planeettojen gravitaatio häiritsee niitä enemmän, ja ne heilahtelevat siten enemmän.

[2] Tähtitieteessä eksoplaneetat nimetään yleensä niiden päätähden nimellä, johon on lisätty pieni kirjain, jolloin ”b” tarkoittaa ensimmäistä tunnettua planeettaa, ”c” seuraavaa ja niin edelleen. Barnard b -nimi annettiin siis myös Barnardin tähden aiemmin epäillylle planeettaehdokkaalle, jonka olemassaoloa tutkijat eivät pystyneet varmistamaan.

[3] Barnadin tähti sijaitsee Käärmeenkantajassa, noin 6 valovuoden etäisyydellä. Se on pieni punainen kääpiötähti, jonka visuaalinen kirkkaus on vain m_v= 9,53. Huomion tähteen kiinnitti Edward Emerson Barnad vuona 1916 sen suuren ominaisliikkeen (10,4” vuodessa) vuoksi. Suuri ominaisliike johtuu siitä, että tähti lähestyy Aurinkokuntaamme 139 km/s nopeudella. Lähimmillään se on vuoden  11 800 aikoihin, jolloin sen etäisyys on vain 3,8 valovuotta.

Barnadin tähden pintalämpötila on noin 3 170 K, luminositeetti 0,0035 L_☉ ja halkaisija vain noin 20 % Auringon halkaisijasta (noin 280 000 km). Vaikka tähti pyörähtää itsensä ympäri hitaasti, yksi kierros kestää noin 130 vuorokautta, niin tähdellä on magneettikenttä. Sillä esiintyy pilkkuja ja flarepurkauksia, joiden aiheuttamien kirkkauden muutosten vuoksi tähti on luokiteltu muuttujaksi ja se tunnetaan merkinnällä V2500 Ophiuchi. Erittäin voimakas flarepurkaus havaittiin vuonna 1998, jolloin purkauksen lämpötilaksi määriteltiin noin 8 000 K. Suhteellisen voimakkaiden flarepurkausten esiintyminen punaisissa kääpiötähdissä on hyvin yleistä. Flarepurkauksista johtuen punaisten tähtien elokehällä olevien planeettojen elämän esiintymisen mahdollisuuksia pidetään pieninä tai jopa mahdottomana.