Eksoplaneetta beeta Pictoris b säteilee radioaaltoja

KAK – Tutkijat ⁱ ovat havainneet MeerKAT -radioteleskoopilla radiosäteilyä beeta Pictoris b ⁱⁱ eksoplaneetalta. Havainto on ensimmäinen koskaan tehty eksoplaneetan radiosäteilystä. Meidän Aurinkokunnassamme useat planeetat säteilevät myös radiotaajuuksilla, joten se sinällään ei ole mitenkään merkillistä. Eksoplaneettojen radiosäteilyn havaitseminen sen sijaan on sen verran vaikeaa, että tarvitaan erittäin tarkkoja ja erotuskykyisiä havaintoja mittauksen onnistumiseksi.

 

Tämä Hubble-avaruusteleskoopin kuva beeta Pictoriksesta näyttää selvästi ensisijaisen pölykiekon ja paljon himmeämmän toissijaisen pölykiekon. Toissijainen kiekko ulottuu ainakin 260 AU:n etäisyydelle tähdestä ja on kallistunut noin 4 – 5 astetta ensisijaiseen kiekkoon nähden. Toissijainen kiekko on epäsuora todiste planeetan olemassaolosta samalla tavalla kallistuneella kiertoradalla. Planeetta on saattanut epäsuorasti muodostaa toissijaisen kiekon pyyhkäisemällä pääkiekosta mukaansa pienempiä planetesimaaleja – kivi- ja/tai jäälohkareita. Planetesimaalit törmäävät sitten toisiinsa, jolloin kiekossa näkyvä pöly syntyy. Advanced Camera for Surveys (ACS) -kameralla otettu kuva on terävin näkyvän valon kuva Beta Pictoriksen ympärillä olevista kiekoista.

Tähtitieteilijät käyttivät Advanced Cameran koronagrafia estääkseen kirkkaan tähden valon pääsyn. Kuvan keskellä oleva musta ympyrä merkitsee koronagrafista maskia. Värikkäät piikkimäiset piirteet ja pilkullinen tausta ovat kuvankäsittelyn artefakteja, jossa poistettiin jäännöstähtien valo. Värikuva paljastaa, että kiekko on hieman punainen. Kiekko näytti harmaalta aiemmissa maanpäällisten kaukoputkien ottamissa kuvissa. Vaikka tähtitieteilijät eivät ole varmoja, miksi kiekko on punainen, he uskovat sen johtuvan tiiviistä tai pörröisistä grafiitti- ja silikaattijyvistä, jotka voivat olla niin pieniä kuin savuhiukkaset.

Kuva NASA PD / David Golimowski (Johns Hopkins University), NASA, ESA / Wikimedia Commons.

 

  

Säteily syntyy elektronisyklotronimaser -ilmiössäⁱ (ECMI) samalla tavalla kuin Jupiterin revontuliin liittyvät radioemissio. Säteilyn taajuusalue ulottuu 3,5 GHz, jolloin siitä voidaan laskea säteilyalueen magneettikentän voimakkuus. Tutkimuksenⁱⁱ mukaan kenttävoimakkuus täytyy olla vähintään 0,125 T eli noin 2 500 kertaa voimakkaampi kuin maapallon magneettikenttä.

β Pic b pyörii nopeasti, noin kerran 9 tunnissa. Tutkijat tulkitsevat radioemission syntyvän planeetan magnetosfäärin ja ionosfäärin välisestä kytkennästä. Purkausten noin kahdeksan tunnin väli tukee mahdollista pyörimisestä johtuvaa modulaatiota.

Aikaisemmin eksoplaneetan magneettikenttä olemassa olo ja voimakkuus oli pääteltävä muiden ilmiöidenⁱⁱⁱ avulla. Nyt tämä tutkimus osoittaa, että magneettikentän voimakkuus voidaan laskea planeetan radioemission taajuudesta. Tämä tarkoittaa sitä, että tulevaisuudessa eksoplaneettoja voidaan tutkia hyvin monipuolisesti saaden mm. tietoja niiden sisäisestä rakenteesta (jota tietoa on erittäin vaikea saavuttaa).

Havaintotarkkuuden rajoissa radioemission avulla voidaan havaita myös paljon pienempiä eksoplaneettoja ja tutkia niiden rakenteellisia eroja tällaiseen jättiläisplaneettaan verrattuna. Magneettikentällä on merkitystä myös eksoplaneettojen ilmakehän ja tähtituulen vuorovaikutuksien arvioinnissa ja merkitystä niiden ilmakehän ja vaikkapa vesipitoisuuden säilymiselle ja tätä kautta myös mahdollisen elämän esiintymiselle.

Viittaukset

i    K. N. Ortiz Ceballos1 ja E. Berger1 (molemmat Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian) sekä Y. Cendes (Department of Physics and Astronomy, University of Oregon).

ii    β Pictoris b noin 12 Jupiterin massainen planeetta 10 AU:n etäisyydellä tähdestään. β Pictoris puolestaan sijaitsee noin 64 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnastamme. Tähdellä on havaittu olevan kolme eksoplaneettaa ja runsas pölykiekko, joka viittaa tähden noin parinkymmenen miljoonan vuoden ikään.

iii    maser = säteilyn stimuloitua vahvistumista, elektronisyklotronimaseri = magneettikentässä syklotroniliikettä tekevien elektronien synnyttämä ja vahvistama radioemissio.

 iv      Discovery of radio emission from the exoplanet β Pictoris b (https://doi.org/10.48550/arXiv.2609.16720)

 v    ESO:n kesällä 2026 julkaisemassa toisessa tutkimuksessa päädyttiin jo tuulihavaintojen perusteella siihen, että seitsemän kuuman jättiläisplaneetan ilmakehän dynamiikkaa voidaan selittää magneettikenttien vaikutuksella.

Etelä-Atlantin anomalian arvoitus ei tunnu ratkeavan

KAK – Olet varmaan joskus kuullut uutisia Etelä-Atlantin anomaliasta. Anomaliasta käytetään SAA-lyhennettä, joka tulee englanninkielisestä nimityksestä South Atlantic Anomaly. Se on alue, jossa Maan ympärillä oleva Van Allenin vyöhyke pääsee lähestymään maanpintaa epätavallisen lähelle. Osaltaan tähän vaikuttaa se, että maapallon magneettinen keskipiste ei ole planeettamme massakeskipisteen kohdalla, vaan on siirtynyt enemmän itäiselle pallon osalle. Tästä seuraa anomalian perusasetelma: magneettikenttä on heikompi Etelä-Atlantin ja Etelä-Amerikan yläpuolella.

Etelä-Atlantin anomalia vuodelta 2023. jossa sinisellä osoitetaan heikentyneen magneettikentän alue. Nyt viisi vuotta myöhemmin muutoksia on jonkin verran tapahtunut, alue on hieman laajentunut ja siirtynyt jonkin verran länteen. Afrikan lounaispuoleinen ”magneettinen tasku” on edelleen jonkin verran heikentynyt lisää.

 Tässä ei kuitenkaan ole koko kuva ilmiöstä. Tieteellisesti SAA on hyvin mielenkiintoinen, sillä siinä tapahtuu hyvin nopeita, muutaman vuoden aikajaksolla havaittavia, muutoksia. Muutaman viime vuoden aikana SAA on laajentunut ja muuttanut muotoaan mutta myös siirtynyt länttä kohti 0,3° vuodessa. Liikkumisen myötä Afrikan lounaispuolelle on syntynyt ”magneettinen tasku” jossa magneettikentän voimakkuus on aikaisempaa heikompi. Syytä muutoksille ei tiedetä, mutta niiden arvellaan johtuvan Maan ulkoytimen sulassa raudassa tapahtuneita virtauksen muutoksia. Nämä muutokset voivat olla myös syynä magneettisen etelänavan (lähellä maantieteellistä pohjoisnapaa) siirtymistä itäiselle pallonpuoliskolle kohti Siperiaa.

Maapallon magneettikenttä ei ole perusdipolikenttä, vaan siinä on paikallisia anomalioita, siis poikkeavuuksia niin suunnan kuin kentänvoimakkuuden suhteen. SAA on näistä poikkeavuuksista merkittävin ja nopeimmin muuttuva. Ilmiönä magneettiset anomaliat ei kuitenkaan ole nykypäivänä syntyneet, vaan niitä on ollut yhtä kauan olemassa kuin maapallolla on magneettikenttä ollut. Ja kuten tiedetään, voimakkaimmillaan anomalioiden kehitys on johtanut siihen, että globaalin magneettikentän magneettinen suunta on ollut päinvastainen nykyiseen verrattuna, joskin suhteellisen lyhyen aikaa kerrallaan. Mitään Auringon kaltaista magneetista sykliä maapallon magneettikentästä ei ole havaittu vaan suunnanmuutokset ovat enemmän tai vähemmän satunnaisia ja kehittynevät näiden anomalioiden seurauksena.

SAAn alue mahdollistaa Auringosta peräisin olevan hiukkassäteilyn tunkeutumisen epätavallisen syvälle maapallon magneettikenttään ja osittain jopa Van Allenin vyöhykkeiden sisäpuolelle. Ilmakehä kuitenkin suojaa maapallon pinnan elämää säteilyn haittavaikutuksilta, mutta kiertoradalla olevat satelliitit ovat vaarassa vaurioitua säteilyn vaikutuksesta. Näin tapahtuu edelleenkin hyvin usein, vaikka nykyisin satelliittien elektroniikka rakennetaan ja ”kovennetaan” säteilyä kestäviksi. Silti taloudelliset menetykset ovat edelleen merkittäviä satelliittien menettämisen ja toiminnan keskeytymisen vuoksi.

SAA-alueen tulevaisuutta on vaikea ennustaa, koska sen syntymekanismia ei tunneta. On mahdollista, että anomalia tulevaisuudessa heikkenee (magneettikenttä vahvistuu normaaliin suuntaan) tai siirtyy aivan toiseen paikkaan. On myös mahdollista toisen suuntainen kehitys, jolloin anomalian magneettikenttä edelleen heikkenee ja laajenee. Joka tapauksessa maapallon magneettikentässä tulee aina olemaan eri asteisia anomalioita.

Lähteet

[1] https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/rosat/gallery/display/saa.html

[2] https://fi.wikipedia.org/wiki/Etel%C3%A4-Atlantin_anomalia

[3] https://en.wikipedia.org/wiki/South_Atlantic_Anomaly

[4] https://earth-planets-space.springeropen.com/articles/10.1186/s40623-020-01252-9