Poznámka autora – tento článek byl napsán s Dr. Vincentem Kofmanem, vědcem z NASA Goddard Space Flight Center (GSFC), pracující v Sellers Exoplanet Environments Collaboration (SEEC), a hlavní autor výzkumu, o kterém pojednává.
V posledních desetiletích byly objeveny tisíce exoplanet. Lovci planet mají rádi TESS a Kepler , stejně jako četné pozemní snahy posunuly pole a začínáme získávat celkový počet planet, který nám umožní provádět na některých z nich účinnou statistickou analýzu.
Zjištěný počet planet nám nejen ukazuje, jak časté jsou; odhaluje náš nedostatek porozumění tomu, jak planety vznikají, jaké jsou přítomné podmínky a kdy mohou být planety obyvatelné. The detekce tranzitu exoplanety primárně udává oběžnou dobu neboli délku roku na planetě a relativní velikost planety vzhledem ke hvězdě. Dalšími kroky jsou charakterizace planety. To obvykle vyžaduje následné studie s použitím různých pozorovacích strategií a výkonnějších dalekohledů.
UT Video o tom, jak hledat exoplanety.
Kromě studia výskytu, velikostí, oběžných dob a množství světla, které dostávají, může složení atmosfér poskytnout mnoho vhledů do našeho chápání těchto nových světů. Složení atmosféry exoplanet lze odhalit jejich pozorováním pomocí vesmírných dalekohledů, jako je např. Hubbleův vesmírný dalekohled nebo ze země pomocí observatoří, jako je např Velmi velký dalekohled nebo Dávit se .
Tato vzdálená pozorování se spoléhají na interakci molekul v atmosféře se světlem a jsou vysoce specifická pro podmínky v atmosféře a slouží jako silná diagnostika jak pro složení planety, tak pro její teplotu. Ne všechny molekuly jsou však stejně viditelné a světlo z exoplanet je velmi slabé. Proto jsme v současné době schopni vidět pouze nejjasnější molekuly, jako je voda, metan, oxid uhelnatý, sodík a také řada oxidů kovů. Pro zbytek atmosféry poskytují planety v naší sluneční soustavě první začátek toho, co může být přítomno, ale vědci se silně spoléhají na chemické a fyzikální modely, aby posoudili, co může být skryto před jejich spektroskopickými studiemi.
Naštěstí nás detekovatelné molekuly mohou naučit mnoho věcí o podmínkách v atmosféře. Například poměr uhlíku ke kyslíku (C/O), odvozený z množství (mimo jiné) oxidu uhelnatého, oxidu uhličitého, metanu a vody, v podstatě ukazuje, zda v chemii v atmosféře dominuje kyslík nebo uhlík. Jedná se o různé chemické koncové členy a vedou k velmi odlišným prostředím. Například atmosféra Titanu je ovládána uhlíkem, což vede k mlhavému světu s uhlovodíkovými jezery. Atmosféra Marsu je příkladem poměru C/O menšího než 1. Protože poměr C/O lze určit i na protoplanetárních discích, je to cenný poměr, který může spojovat místo narození planet s jejich současným stavem.
Dalším stechiometrickým poměrem, který se ve sluneční soustavě ukázal jako velmi prozíravý, je poměr vodíku (H), nejběžnějšího prvku ve vesmíru, k jeho mírně těžšímu izotopu, deuterium (D). Známý jako D/H poměr , může poskytnout pohled do historie a planety a její atmosféry a je zaměřen na nový článek od vědců z Goddard Space Flight Center (GSFC) NASA pod vedením Dr. Vincenta Kofmana.
UT video o vodních světech.
Poměr D/H byl původně stanoven jako součást velkého třesku na přibližně 1/8700 – neboli 8700 atomů vodíku na každý deuterium. Není mnoho přírodních procesů, které by tento poměr v průběhu času změnily, s výjimkou některých aktivních procesů ve hvězdách. Tento poměr 1/8700 je pak předán planetám, když se začnou formovat, přesto se počáteční hodnota dotace může v oblasti formování v mlhovině, kde se tvoří hvězdy a planety, lišit. Je to kvůli rozdílným teplotám, při kterých molekuly obsahující vodík a deuterium zamrzají. Zejména v extrémně chladných oblastech je množství deuteria podstatně vyšší. Planety proto mohou mít velmi odlišné prvotní hodnoty D/H v závislosti na tom, kdy a jak se tvoří. Naše sluneční soustava je dobrým příkladem, kdy tento původní poměr existoval během procesu formování planet.
Vyšší obsah deuteria v primordiálních ledech je důvodem, proč mají ledový obr Uran a Neptun vyšší poměr D/H než Jupiter a Saturn. Po vytvoření planet se však poměr na některých planetách změnil. U kamenných planet se předpokládá, že přijímaly vodu z asteroidů a komet, které se vytvořily na velmi odlišných místech v mlhovině jako tyto planety, což má za následek vyšší obsah deuteria v atmosférách Země, Venuše a Marsu.
Planety ve sluneční soustavě s hladinami deuteria / vodíku v porovnání s původními hodnotami mlhoviny.
Poděkování: NASA / Kofman
Následně byl tento poměr ještě zvýšen významnou ztrátou vody. Tento efekt, který lze nejvýrazněji vidět na Marsu a Venuši, lze chápat jako následující. Velká část vodíku a deuteria v planetárních atmosférách je vázána ve vodě, která je snadno zničena slunečním zářením, což má za následek elementární kyslík a vodík.
Tento vodík, vznášející se vysoko v atmosféře, je pak náchylný k urychlení do vesmíru slunečním větrem a poté letí dostatečně rychle, aby unikl gravitaci pozemských planet. Při této ztrátě vodíku se molekula vody nemůže zreformovat a planetě zůstane menší celkové množství vody. V průběhu miliard let může tento proces, pokud bude pokračovat, způsobit významný pokles obsahu vody v atmosféře planety.
UT video o vodní páře v atmosférách exoplanet
V tomto příběhu o ztracené vodě je však jeden matoucí faktor – deuterium, které je přibližně dvakrát těžší než elementární vodík, je mnohem méně pravděpodobné, že bude vyhozeno do vesmíru. Proto jakákoli „těžká“ molekula vody, která se rozštěpí v atmosféře, je mnohem méně pravděpodobné, že ztratí svůj atom deuteria, než normální molekula vody ztratí svůj běžný atom vodíku. V průběhu miliard let to zvyšuje poměr D/H v těchto atmosférách.
Aby mohli výzkumníci GSFC zkoumat poměr D/H na exoplanetách, museli čerpat informace z obrovských spektroskopických databází. Aby snížili zátěž, vytvořili nástroj, který jim to umožnil o řády rychleji než stávající systémy. Databáze byly začleněny do nástroje, který vytvořili s názvem Generátor planetárního spektra (PSG). PSG je online nástroj, který umožňuje simulaci spekter (exo)planet, přičemž bere v úvahu všechny prvky výpočtů (sluneční/hvězdné spektrum, povrch a atmosféru planet, stejně jako absorpce zemskou atmosférou a specifika použitý dalekohled).
Schéma toho, jak můžeme použít absorpční spektrální čtení k určení atmosféry exoplanety.
Obrazový kredit: A. Feild, STScl, NASA
Použití generátoru planetárního spektra k simulaci interakce exoplanety Trapista 1b se světlem její hvězdy při průletu před ní vědci zkoumali možnost detekce poměru D/H pomocí vesmírného dalekohledu Jamese Webba, který bude brzy spuštěn. Prokázali, že pro atmosféry bohaté na vodu lze poměr D/H omezit pozorováním několika přechodů planety před její hostitelskou hvězdou.
S lepším pochopením poměru D/H by měli být lovci exoplanet schopni určit část atmosférické a hydrologické historie těchto nových planet. To zlepší naše chápání chemie probíhající na exoplanetách a zdokonalí modely atmosféry. Nakonec to může umožnit lepší uchopení toho, co je potřeba k tomu, aby byla planeta obyvatelná.
Další informace:
Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer – Absorpce v atmosférách exoplanet: Kombinace experimentálních a teoretických databází pro usnadnění výpočtů molekulárních opacit vody
Generátor planetárního spektra
Filosofické transakce královské společnosti – D/H poměry vnitřní sluneční soustavy
UT - Barva obyvatelných světů
UT - Nová technika hledání života, ať už je nebo není podobná pozemskému životu
Hlavní obrázek
Umělcovo pojetí trapistického systému.
Credit-NASA / JPL-Cal Tech
Dr. Vincent Kofman , (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, a Katedra fyziky, Americká univerzita, Washington, DC)
