Neptunuksentakaiset planeetat
Neptunuksentakaisilla planeetoilla tarkoitetaan planeettoja, joiden on oletettu kiertävän Aurinkoa Neptunuksen kiertoradan takana. Asialla spekuloitiin paljon sen jälkeen, kun Neptunus oli löydetty vuonna 1846. Planeetan etsintä alkoi 1800-luvun puolivälissä, mutta saavutti huippunsa vasta 1900-luvun alussa, kun Percival Lowell alkoi etsiä planeettaa, jonka hän nimesi Planeetta X:ksi. Lowellin mukaan Planeetta X voisi selittää epäjohdonmukaisuudet kaasujättiläisten, pääasiassa Uranuksen ja Neptunuksen kiertoradoissa. Hänen mukaansa tarpeeksi suuri yhdeksäs planeetta voisi aiheuttaa Uranuksen kiertoradan häiriöt.
Lowellin olettamuksia pidettiin oikeiksi todistettuina, kun Clyde Tombaugh löysi Pluton vuonna 1930, ja Plutoa pidettiinkin yhdeksäntenä planeettana vuoteen 2006 asti. Vuonna 1978 kuitenkin esitettiin, että Pluto olisi liian pieni aiheuttaakseen poikkeamia kaasujättiläisten kiertoratoihin, minkä tuloksena aloitettiin kymmenennen planeetan etsintä. Etsintä unohdettiin lähes kokonaan 1990-luvulla, kun Voyager 2:n tekemästä tutkimuksesta pääteltiin, että suurimman osan Uranuksen radan poikkeamista aiheuttaa Neptunus. Vuoden 1992 jälkeen löydettiin muutamia transneptunisia kohteita eli Pluton kaltaisia pikkuplaneettoja ja niille annettiin oma luokituksensa, joka erottaa ne aurinkokunnan sisempien osien pikkuplaneetoista eli asteroideista. Myöhemmin tämän joukon suurimmat kappaleet luokiteltiin kääpiöplaneetoiksi.
Nykyään luokkaan kuuluvat Ceres, Eris, Haumea, Makemake ja Pluto. Eris, Haumea, Makemake ja Pluto ovatkin Neptunuksen takaisia kohteita, mutta Ceres on suurin Marsin ja Jupiterin välillä kiertävistä päävyöhykkeen asteroideista. Pluton planeetan aseman menetys ei ole kuitenkaan ainutlaatuinen, sillä ensimmäisinä löydetyt asteroidit Ceres, Pallas, Juno ja Vesta luokiteltiin planeettojen joukkoon 1800-luvun alussa monen vuosikymmenen ajan, ennen kuin yhä uusia kappaleita löytyi samalta alueelta ja niiden ymmärrettiin muodostavan pienten kappaleiden vyöhykkeen.
Nykyisin tähtitieteellisessä yhteisössä on yleisesti hyväksytty, että Planeetta X:ää ei ole olemassa. Kuitenkin jotkut tähtitieteilijät selittävät yhä poikkeamia Aurinkokunnan ulkoreunoilla Planeetta X -teorian avulla.
1840-luvulla ranskalainen matemaatikko Urbain Le Verrier käytti Newtonin menetelmiä tutkiakseen Uranuksen kiertorataa ja esitti teorian, että siihen vaikuttaa tuntemattoman planeetan vetovoima. Le Verrier arvioi planeetan mahdollisen sijaintipaikan ja lähetti laskelmansa saksalaiselle tähtitieteilijälle Johann Gottfried Gallelle. 23. syyskuuta 1846, kirjeen saapumista seuraavana yönä, Galle ja hänen oppilaansa Heinrich d'Arrest löysivät Neptunuksen. Planeetta oli lähes tarkalleen paikassa, jonka Le Verrier oli arvioinut. Kaasujättiläisten kiertoratoihin jäi silti edelleen joitakin poikkeamia, minkä vuoksi syntyi olettamuksia siitä, että Neptunustakin kauempana olisi vielä tuntematon planeetta.
Jo ennen Neptunuksen löytymistä oli arveltu, että yksi planeetta ei riittäisi selittämään poikkeamia. 17. marraskuuta 1834 brittiläinen amatööriastronomi, pappi Thomas John Hussey kertoi tähtitieteilijä George Biddell Airylle keskustelusta, jonka hän oli käynyt ranskalaisen tähtitieteilijä Alexis Bouvardin kanssa. Hussey kertoi ehdottaneensa Bouvardille, että Uranuksen epätavalliset liikkeet johtuvat tuntemattomasta planeetasta. Bouvard oli pitänyt sitä mahdollisena ja keskustellut asiasta Seebergin observatorion johtajan, Peter Andreas Hansenin, kanssa. Hansenin mukaan yksi planeetta ei riittäisi selittämään poikkeamia, vaan niitä pitäisi olla kaksi.
Vuonna 1848 Jacques Babinet tutki Le Verrierin laskelmia ja ilmoitti, että Neptunuksen massa olisi pienempi ja sen kiertorata suurempi kuin Le Verrier oli arvioinut. Babinet oletti, että Neptunuksen takana voisi olla planeetta, jonka massa olisi noin 12 kertaa Maan massa. Hän nimesi planeetan "Hyperioniksi". Le Verrier ei kannattanut Babinetin teoriaa vaan ilmoitti, että "mikään ei viittaa toisen planeetan olemassaoloon, eikä todisteeksi hyväksytä teorioita, joissa mielikuvituksella on liian suuri osa."
Vuonna 1850 James Ferguson, US Naval Observatory -tähtitornin tähtitieteilijä ilmoitti, että hän oli "kadottanut" löytämänsä tähden, GR1719k:n. Luutnantti Matthew Maury, tähtitornin ylitarkastaja, piti tätä todisteena uudesta planeetasta. Kuitenkin uuden planeetan etsinnät epäonnistuivat, ja vuonna 1878 Hamiltonin yliopiston tähtitornin johtaja ilmoitti, että tähti ei ollut kadonnut vaan kyseessä oli ollut inhimillinen erehdys.
Vuonna 1879 Camille Flammarion huomasi, että komeetoilla 1862 III ja 1889 III oli 47 ja 49 AU:n apogeum ja ehdotti, että tuntematon planeetta olisi vetänyt ne elliptiselle kiertoradalle. Tähtitieteilijä Georges Forbes tutki asiaa ja sanoi sen todistavan Neptunuksentakaisen planeetan olemassaolon. Hän koetti laskea planeetan sijaintia komeettojen radan perusteella. Myös toinen tähtitieteilijä, David Peck Todd, piti teoriaa mahdollisena. Teorian epäilijät kuitenkin pitivät komeettojen apogeumia liian heikkona todisteena, eikä planeettaa lopulta löydettykään.
Vuosina 1900 ja 1901 Harvardin tähtitornin johtaja William Henry Pickering johti kahta transneptunisen planeetan etsintää. Ensimmäinen etsintä alkoi, kun tanskalainen tähtitieteilijä Hans Emil Lau tutki Uranuksen kiertoradasta vuosina 1690-1895 kerättyjä tietoja ja teki niistä johtopäätöksen, että Uranuksen kiertoradan poikkeamat johtuivat kahdesta tuntemattomasta planeetasta. Toinen alkoi, kun Gabriel Dallet ehdotti, että poikkeamat aiheuttaisi yksi transneptuninen planeetta 47 AU:n päässä. Pickering suostui etsimään planeettoja, mutta kumpikaan etsintä ei tuottanut tulosta.
Vuonna 1909 tähtitieteilijä Thomas Jefferson Jackson See, joka tunnettiin itsekeskeisenä toisinajattelijana, esitti että "Neptunuksen takana oli varmasti yksi, mutta luultavasti jopa kaksi tai kolme planeettaa". Hän nimesi ensimmäisen planeetan alustavasti "Oceanukseksi" ja määritteli planeettojen todennäköiset radan säteet 42, 56 ja 72 AU:n pituisiksi. Hän ei kuitenkaan antanut mitään tietoa siitä, miten oli päätellyt planeettojen olemassaolon. Ei myöskään tiedetä, yrittikö hän koskaan etsiä planeettoja.
Vuonna 1911 intialainen tähtitieteilijä Venkatesh P. Ketakar ehdotti, että olisi olemassa kaksi transneptunista planeettaa, jotka hän nimesi Brahmaksi ja Vishnuksi. Hän sovelsi niihin tutkimuksia, jotka Pierre-Simon Laplace oli tehnyt Jupiterin kuista. Kolme sisintä kuuta, Io, Europa ja Ganymedes, ovat lukkiutuneet Laplacen resonanssiin, 1:2:4. Ketakar ehdotti, että Uranus, Neptunus ja transneptuniset planeetat olivat samankaltaisessa resonanssissa. Hänen laskujensa mukaan Brahman kiertoradan säde olisi 38,95 AU ja kiertoaika 242,28 Maan vuotta (3:4 -resonanssi Neptunuksen kanssa). Kun Pluto löydettiin 19 vuotta myöhemmin, ilmeni että sen kiertoradan säde (39,48 AU) ja kiertoaika (248 Maan vuotta) ovat melko lähellä Ketakarin arvioita, mutta Pluton resonanssi Neptunuksen kanssa on 2:3. Kuitenkaan ei ole varmaa, miten Ketakar päätyi laskelmiinsa, eikä toista planeettaa löydetty koskaan.
Vuonna 1894 Percival Lowell, rikas bostonilainen, perusti Lowellin tähtitornin Flagstaffiin, Arizonaan William Pickeringin avustuksella. Vuonna 1906 Lowell ilmoitti, että hän aikoo selittää Uranuksen kiertoradan poikkeamat ja aloitti Planeetta X:ksi nimeämänsä planeetan laajat etsinnät. Lowell toivoi, että Planeetta X:n löytäminen olisi lisännyt hänen tieteellistä uskottavuuttaan ja antanut sitä myös hänen teorialleen, jonka mukaan Marsin kanavat ovat älykkään sivilisaation tuotoksia.
Aluksi Lowell etsi planeettaa suunnilleen ekliptikan tasosta. Hän kuvasi taivasta valokuvakameralla ja tutki yli 200 kolmen tunnin näytettä suurennuslasilla, mutta ei löytänyt planeettoja. Tuohon aikaan Pluto oli liian kaukana, jotta sen olisi voinut löytää kyseisellä menetelmällä. Tutkittuaan ensin ehdottamansa kohdat Lowell aloitti toisen etsinnän, joka kesti vuodesta 1914 vuoteen 1916. Vuonna 1915 hän julkaisi teoksensa "Memoir of a Trans-Neptunian Planet", jossa hän arvioi, että Planeetta X:n massa olisi seitsemän kertaa Maan massa ja puolet Neptunuksen massasta, ja että kiertoradan säde olisi 43 AU. Hänen mukaansa Planeetta X olisi suuri kohde, jonka tiheys on pieni ja albedo korkea. Etsintä ei tuottanut tulosta.
Samaan aikaan vuonna 1908 Pickering teki omaa tutkimustaan ja ilmoitti, että hän oli löytänyt Uranuksen kiertoradan avulla todisteita yhdeksännestä planeetasta. Hän kutsui sitä "Planeetta O:ksi", koska O on aakkosjärjestyksessä seuraava kirjain Neptunuksen ensimmäisen kirjaimen N:n jälkeen, ja oletti kiertoradan säteeksi 51,9 AU ja kiertoajaksi 373,5 vuotta. Tämäkään yritys hänen tähtitornissaan Arequipassa, Perussa, ei tuottanut minkäänlaista tulosta. Lowell ilmoitti näihin aikoihin, että "planeetan nimi O tulee luultavasti termistä "nothing at all"". Pickering etsi myös muita transneptunisia planeettoja, jotka hän oli nimennyt kirjaimilla P, Q, R, S, T ja U, tuloksetta vuoteen 1932 asti.
Lowellin yllättävä kuolema vuonna 1916 lopetti Planeetta X:n etsimisen joksikin aikaa. Erään hänen ystävänsä mukaan etsintöjen epäonnistuminen "itse asiassa tappoi hänet". Hänen leskensä Constance Lowell hylkäsi tähtitornin pitkän oikeusprosessin aikana, jonka hän kävi saadakseen Lowellin perinnön itselleen. Sen vuoksi Planeetta X:n etsintä ei olisi voinut jatkua muutamaan vuoteen. Vuonna 1925 tähtitorniin saatiin lasikiekot uutta teleskooppia varten ja etsintä saattoi alkaa uudelleen. Kiekot kustansi perintörahoillaan George Lowell, Percivalin serkku. Vuonna 1929 tähtitornin johtaja Vesto Melvin Slipher antoi planeetan etsimisen tehtäväksi Clyde Tombaughille, 22-vuotiaalle kansasilaiselle maanviljelijän pojalle, joka oli juuri aloittanut työt Lowellin tähtitornissa.
Tombaughin tehtävänä oli ottaa kuvapareja yötaivaasta kahden viikon välein. Sitten hän asetti molemmat kuvat laitteeseen, joka vertasi kuvia ja etsi niistä mahdollisia liikkuvia kohteita. Etsintää tehtiin järjestelmällisesti ja tarkoituksena oli kartoittaa jokainen yötaivaan alue. Tombaugh otti myös kolmannet kuvat sulkeakseen pois viallisten kiekkojen aiheuttamat virheelliset tulokset.
Vuoden 1930 alussa Tombaughin etsintä oli edennyt Kaksosten tähdistöön. 18. helmikuuta 1930, lähes vuoden kestäneen etsinnän ja 2 miljoonan tähden tarkistamisen jälkeen, Tombaugh huomasi 23. tammikuuta ja 29. tammikuuta otetuissa kuvissa liikkuvan kohteen. Vähemmän tarkka kuva, joka oli otettu 21. tammikuuta, varmisti asian. Varmistamisen jälkeen Tombaugh käveli Slipherin toimistoon ja sanoi: "Tohtori Slipher, olen löytänyt Planeetta X:n." Kohteen sijainti oli vain kuuden asteen päässä paikasta, missä Lowell oli laskenut Planeetta X:n olevan. Ennen kuin tähtitornissa tehtiin lisätarkistuksia kuvista, uutinen löydöstä lähetettiin telegrafilla Harvardin yliopiston tähtitorniin 13. maaliskuuta 1930. Kohde nimettiin Plutoksi, millä annettiin osa kunniasta Percival Lowellille, sillä P ja L ovat hänen nimikirjaimensa. Pluton löytämisen jälkeen Tombaugh jatkoi kaukaisten kohteiden etsintää. Hän löysi satoja tähtiä ja asteroideja sekä kaksi komeettaa, mutta ei kaukaisempia planeettoja.
Tähtitieteilijöiden yllätykseksi Plutolla ei ollut näkyvää kiekkoa vaan se näkyi pisteenä, joka ei poikennut lainkaan tavallisesta tähdestä. Se oli myös 15 kertaa himmeämpi kuin Lowell oli arvioinut, joten sen täytyi olla joko todella pieni tai todella tumma. Tutkijat olettivat Pluton niin suureksi, että se voisi aiheuttaa häiriöitä planeettojen kiertoratoihin, minkä perusteella he laskivat sen albedoksi 0,07. Pluto olisi siis suunnilleen yhtä tumma kuin Merkurius. Pluton säteeksi laskettiin noin 8 000 kilometriä eli 60 % Maan säteestä. Pluton radan havaittiin olevan todella elliptinen, paljon enemmän kuin yhdenkään toisen planeetan. Tähtitieteilijä Armin O. Leuschner kiistikin Pluton aseman planeettana, koska sen himmeys ja suuri eksentrisyys olivat samanlaisia kuin asteroideilla ja komeetoilla.
1900-luvun keskivaiheilla arviot Pluton massasta laskivat. Vuonna 1931 Nicholson ja Mayall päättelivät Pluton vaikutuksesta kaasujättiläisiin, että sen massa olisi suunnilleen sama kuin Maalla. Vuonna 1949 arvioitiin, että Pluton läpimitta olisi Merkuriusta suurempi mutta Marsia pienempi ja sen massa olisi noin 0,1 Maan massaa. Dale Cruikshank, Carl Pilcher ja David Morrison Havaijin yliopistosta arvioivat vuonna 1976, että Pluton täytyy sisältää metaanijäätä, mikä on hyvin heijastavaa. Tämä tarkoitti sitä, että Pluto olikin erittäin kirkas ja sen massa olisi korkeintaan 0,01 Maan massaa.
Pluton koko selvitettiin tarkasti lopulta vuonna 1978, kun amerikkalainen tähtitieteilijä James W. Christy löysi sen kuun Kharonin. Hän määritti Pluton ja Kharonin massat Robert Sutton Harringtonin kanssa kuun kiertorataliikkeen perusteella. He arvioivat Pluton massaksi 1,31×10 kg, mikä on viidessadasosa Maan massasta tai kuudesosa Kuun massasta eikä riitä alkuunkaan aiheuttamaan kaasujättiläisten ratamuutoksia. Pluton löytäminen Lowellin olettamasta paikasta oli ollut sattuma, ja vaikka Planeetta X olisikin olemassa, se ei ollut Pluto.
Vuoden 1978 jälkeen jotkut tähtitieteilijät jatkoivat edelleen Lowellin Planeetta X:n etsintää. Koska Pluto oli osoittautunut liian pieneksi, heidän mielestään oli oltava olemassa kymmeneskin planeetta.
1980- ja 1990-luvuilla Robert Harrington johti kiertoratapoikkeamien tutkimuksia. Hän laski, että Planeetta X olisi noin kolme kertaa niin kaukana Auringosta kuin Neptunus ja sen kiertorata olisi hyvin eksentrinen ja vahvasti inklinoitunut. Planeetta X -teorian huomattavan vastustajan Brian Marsdenin mielestä oikeat poikkeamat ovat sata kertaa pienempiä kuin Le Verrier oli havainnoinut, joten ne voisivat johtua vain virheellisestä havainnosta.
Vuonna 1972 Joseph Brady Lawrence Livermoren kansallisesta laboratoriosta tutki Halleyn komeetan liikkeen poikkeamia ja arveli, että ne voisivat johtua Neptunuksen takana olevasta, Jupiterin kokoisesta planeetasta. Kuitenkin sekä Marsden ja Planeetta X -teorian kannattaja P. Kenneth Seidelmann hylkäsivät Lawrencen teorian ja esittivät, että Halleyn komeetan poikkeamat johtuisivat vaihtelevista materiaalisuihkuista. Jos planeetta X olisi niin suuri kuin Lawrence väitti, sen vaikutus muihin planeettoihin olisi huomattavampi.
Vaikka tehtävänä ei ollutkaan Planeetta X:n etsintä, IRAS -tähtitornissa löydettiin "tuntematon kohde", joka arvioitiin ensiksi "mahdollisesti Jupiterin kokoiseksi jättiläisplaneetaksi, joka lienee niin lähellä Maata, että voisi olla aurinkokunnan osa." Kuitenkin tarkemmissa tutkimuksissa selvisi, että kyseessä oli monta kohdetta, joista suurin osa oli kaukaisia galakseja eikä yksikään kuulunut aurinkokuntaan.
Harrington kuoli tammikuussa 1993 löytämättä Planeetta X:ää. Kuusi kuukautta aiemmin Myles Standish oli tutkinut tietoja, joita Voyager 2 lähetti ohitettuaan Neptunuksen, ja niiden perusteella planeetan massa oli noin 0,5 % – eli suurin piirtein Marsin massan verran – suurempi kuin aiemmin oli arvioitu. Neptunuksen vaikutus Uranuksen kiertorataan laskettiin uudelleen näillä tiedoilla. Tuloksena oli, että Neptunuksen massa riitti poikkeamien selittämiseen, joten Planeetta X -teoria kumoutui. Lisäksi Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1 tai Voyager 2 eivät olleet löytäneet mitään aiemmin havaitsemattomia kohteita aurinkokunnan ulkopuolella. Nykyään suurin osa tähtitieteilijöistä uskoo, ettei Planeetta X:ää ole.
Pluton ja Kharonin jälkeen muita transneptunisia kohteita (TNO:ita) ei löydetty ennen (15760) 1992 QB:n löytämistä vuonna 1992. Sen jälkeen vastaavia kohteita on löydetty satoja. Suurin osa niistä luokitellaan osaksi Kuiperin vyöhykettä, jäisten kohteiden muodostamaa aluetta aurinkokunnan ulkoreunoilla. Vaikka mikään varhaisista löydöistä ei ollut Plutoa suurempi, joitakin niistä nimitettiin mediassa "uusiksi planeetoiksi", kuten Sednaa.
Vuonna 2005 tähtitieteilijä Mike Brown ryhmineen julkaisi tiedon 2003 UB313:n, hieman Plutoa suuremman transneptunisen kohteen löytämisestä. Se nimettiin myöhemmin Erikseksi kreikkalaisen jumalolennon mukaan. Pian tämän jälkeen NASA:n lehti "Jet Propulsion Laboratorion" kutsui kohdetta "kymmenenneksi planeetaksi".
Eristä ei kuitenkaan luokiteltu koskaan planeetaksi virallisesti. Vuonna 2006 IAU:n laatiman planeetan määritelmän mukaan Eris ja Pluto eivät ole planeettoja vaan kääpiöplaneettoja, sillä ne eivät ole vetäneet läheisiä kohteita puoleensa. Toisin sanoen ne eivät kierrä Aurinkoa yksin vaan samalla kiertoradalla pienten ja samankokoisten kappaleiden joukossa. Pluto luokitellaan nykyään Kuiperin vyöhykkeen osaksi ja toiseksi suurimmaksi kääpiöplaneetaksi Eriksen jälkeen. Joidenkin tähtitieteilijöiden mielestä Pluto, Eris ja Kuiperin vyöhykkeen suurimmat kohteet kuten Makemake, Sedna, Quaoar ja Varuna pitäisi luokitella planeetoiksi.
Eris lienee liian pieni vaikuttaakseen merkittävästi uloimpien planeettojen kiertoratoihin, ja virallisen käsityksen mukaan se ei ole Planeetta X.
Vaikka suurin osa tähtitieteilijöistä ajatteleekin, ettei Lowellin olettamaa Planeetta X:ää ole olemassa, monet ovat silti etsineet suurta, tuntematonta planeettaa selittääkseen aurinkokunnan ulkoreunojen poikkeamat. Tämän hypoteettisen kohteen ajatellaan sijaitsevan Kuiperin vyöhykkeellä ja myös sitä kutsutaan usein Planeetta X:ksi.
Kuiperin vyöhykkeessä on aukko noin 48 AU:n päässä Auringossa (Neptunuksen etäisyys on 30 AU), ja on olemassa teorioita, että tämän "pudotuksen" voisi selittää Maata pienempi mutta Marsia suurempi kohde 48 AU:n päässä. Kuitenkin on hyvin todennäköistä, että kirkas planetoidi, joka olisi Marsia suurempi ja alle 60 AU:n päässä Auringosta, olisi jo havaittu. Lisäksi kohde olisi luultavasti vaikuttanut plutinojen määrään paljon enemmän. Silti ei voi täysin sulkea pois mahdollisuutta, että massiivisempi, Maan kokoinen planetoidi kiertäisi Aurinkoa jopa 100 AU:n päässä. Tällöin Kuiperin pudotuksen voisivat selittää myös useat Sednan kaltaiset pienemmät kohteet.
Vielä yksi olettamus perustuu siihen, että pitkäperiodiset komeetat eivät saapuisikaan satunnaisista paikoista taivaalta, kuten yleensä ajatellaan, vaan olisivatkin ryhmittyneet inklinoituneesti. Tällaisen ryhmittymisen voisi selittää ainakin Jupiterin kokoinen kohde, mahdollisesti ruskea kääpiö. Hypoteettinen planeetta tai tähti sijaitsisi Oortin pilven ulko-osissa.