McGill University

Astronomové zjistili, že na horkém Jupiteru CoRoT-2b vítr vane „špatným“ směrem, a proto nejteplejší bod na planetě není tam, kde teorie předpovídají, podle článku v Příroda.

Na rozdíl od Jupiteru, který je 5 astronomických jednotek od Slunce (tedy pětkrát dále než Země), je horký Jupiter typem planety, která je od hvězdy vzdálena řádově 0,05 astronomických jednotek. Taková planeta udělá jednu otáčku kolem hlavní hvězdy za méně než tři dny. Díky své blízkosti k mateřské hvězdě jsou tito plynní obři zachyceni slapem a vždy k ní otočeni jednou stranou, v důsledku toho je denní strana planety znatelně teplejší než noční.

Teoreticky by měl být nejteplejší bod horkého Jupiteru nejblíže hvězdě, ale ve skutečnosti je tato zóna obvykle posunuta na východ: astronomové pozorovaný rys vysvětlují pohybem rovníkových větrů. Moderní modely říkají, že dovnitř musí foukat vítr na východ, což způsobí, že se nejžhavější bod plynného obra přesune také na východ. V případě planety CoRoT-2b však vše dopadlo jinak. Při studiu nebeského tělesa pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu si tým výzkumníků z McGill University všiml, že nejteplejší bod na planetě je posunut na západ.

Exoplaneta CoRoT-2b byla objevena asi před 10 lety. Nachází se 930 světelných let od Země v souhvězdí Hadů. Poloměr nebeské těleso přibližně 1,43 násobek poloměru Jupiteru a hmotnost 3,3 násobku. Jak astronomové poznamenávají, systém CoRoT-2 je zajímavý hned z několika důvodů: za prvé, jeho hlavní hvězda, žlutý trpaslík, je velmi aktivní, za druhé má gravitačně vázaného společníka, hvězdu 2MASS J19270636 + 0122577, a za třetí, exoplaneta CoRoT-2b má velmi nafouklé emisní spektrum.

Jas povrchu CoRoT-2b

Lisa Dang et al / Příroda, 2018

Efektivní povrchová teplota CoRoT-2b je blízká teplotě HD 209458b, typického horkého Jupiteru z jiného systému. Navzdory tomu má HD 209458b svou nejteplejší oblast posunutou na východ, zatímco CoRoT-2b má nejteplejší oblast posunutou na západ o 23 ± 4 stupně. Podle autorů práce může mít anomálie tři vysvětlení. Jednak se exoplaneta může otáčet kolem své osy pomaleji než kolem hvězdy – simulace ukazují, že v tomto případě budou rovníkové větry foukat opačným směrem na západ. Na druhou stranu, atmosféra CoRoT-2b s ní může interagovat magnetické pole který ovlivňuje pohyb větrů. Také hustá oblaka pokrývající východní stranu planety mohou způsobit, že bude vypadat "tmavší", než ve skutečnosti je (v infračerveném světle) - ale takové vysvětlení plně neodpovídá současným vzorcům atmosférické cirkulace na horkých Jupiterech.

K sestavení nejpřesnějšího modelu CoRoT-2b je potřeba více dat. Pomohou odhalit rysy atmosféry horkého Jupiteru. V budoucnu astronomové plánují provádět pozorování vesmírným dalekohledem, jehož start je naplánován na jaro 2019.

Zajímavé je, že mraky na horkých Jupiterech mohou ve své atmosféře skrývat i vodu a tato překážka je pro tuto třídu exoplanet typická.

Kristina Ulasovičová

Původně se v poznámce uvádělo, že start teleskopu Jamese Webba byl naplánován na rok 2018, ale jde o zastaralá data. V září 2017 NASA oznámila odložení startu na jaro 2019. Redakce se čtenářům omlouvá.

Když astronomové asi před dvěma desetiletími objevili první exoplanetu kolem hvězdy podobné Slunci, jejich počáteční radost se rychle změnila ve zmatek. Planeta 51 Pegasus b (Bellerophon) byla jedenapůlkrát hmotnější než Jupiter a její 4denní oběžná dráha byla neuvěřitelně blízko hvězdě. Teoretici studující formování planet nedokázali vysvětlit, jak mohlo mít tak velké těleso tak blízkou oběžnou dráhu. Možná byla mimo obecný vzorec? Ale ne, teď toho víme hodně.

Další pátrání po vzdálených světech přineslo vědcům několik dalších překvapení: planety s podlouhlými a velmi nakloněnými drahami a dokonce i planety pohybující se v opačném směru, než je rotace jejich mateřské hvězdy.

Umělecké zobrazení exoplanety 51 Pegasus b. Kredit: ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger

Hon na exoplanety nabral na obrátkách v roce 2009 vypuštěním kosmického dalekohledu NASA Kepler Space Telescope, který objevil více než 2500 světů. Kepler zjistil, že nejběžnějším typem planet jsou takzvané „super-Země“ (někde mezi velikostí Země a Neptunu). V naší sluneční soustavě žádné nejsou.

V současné době pozemské dalekohledy sbírají světlo přímo z exo-světů, místo aby je detekovaly nepřímo, jak to dělal Kepler, a také astronomy matou. Dalekohledy objevují obří planety, které jsou několikrát hmotnější než Jupiter, dvakrát tak daleko od své hvězdy, než je Neptun od Slunce, kde se teoretici domnívali, že se prostě nemohou zformovat. Zatím se nenašel ani jeden objednaný jako u nás. hvězdný systém, a teoretici se neustále snaží vymýšlet scénáře, které vysvětlí výskyt dříve „zakázaných“ planet na jejich „nemožných“ drahách.

„To jsou zjevné věci, které od prvního dne nezapadají do našich modelů. Nikdy neexistovala teorie, která by dohnala pozorování,“ řekl Bruce McIntosh, fyzik ze Stanfordské univerzity (USA).

Tradiční model vzniku obou hvězd a jejich planet pochází z 18. století, kdy vědci navrhli, že pomalu rotující oblak plynu a prachu by se mohl zhroutit vlastní gravitací. Většina materiálu tvoří kouli, která zapálí hvězdu, když její jádro zhustne a bude dostatečně horké. A zbývající materiál bude shromážděn na plochém disku. Prach složený z mikroskopických inkluzí železa a dalších tvrdých částic je klíčem k přeměně tohoto disku na sadu planet. Vzhledem k tomu, že cirkuluje v disku, který jej pohlcuje, částice se někdy srazí a slepí kvůli sobě elektromagnetické síly. Během několika milionů let se prach shromáždí do zrn, balvanů a nakonec do kilometrových planetesimál.

Umělecké zobrazení protoplanetárního disku. Kredit: ESO/M. Kornmesser

V tomto okamžiku přebírá vládu gravitace, která přitahuje prach a plyn k bakteriím, které rostou do velikosti planet. Do té doby byla většina plynu ve vnitřní části disku buď stržena planetami, sežrána hvězdou nebo odfouknuta hvězdným větrem. Nedostatek plynu znamená, že vnitřní planety zůstávají převážně kamenité s řídkou atmosférou.

Tento proces růstu, známý jako akrece, probíhá rychleji ve vnější části disku, kde je dostatek vodního ledu. Led mimo to umožňuje protoplanetám rychlejší konsolidaci. Zvládne vybudovat pevná jádra (až 10krát hmotnější než Země), než disk ztratí plyn. To umožňuje vznik planet s hustou atmosférou, jako je Jupiter (hledání pevného jádra v blízkosti velká planeta Sluneční soustava bude jedním z úkolů kosmické lodi).

Tento scénář samozřejmě popisuje vývoj planetárních systémů, jako je ta naše: malé, kamenné planety s tenkou atmosférou blízko hvězdy a plynní obři těsně za hranicí věčných sněhů. Obři se navíc s tím, jak se vzdalují od hvězdy, stále zmenšují, protože jejich pomalá rotace na jejich drahách zpomaluje sběr materiálu. Všechny planety zůstávají přibližně tam, kde vznikly, na kruhových drahách ve stejné rovině. Pěkné a úhledné.

Objev „horkých Jupiterů“ ale ukázal, že s touto teorií není něco v pořádku. Formování tak blízko hvězdy se zdálo neuvěřitelné. Nevyhnutelným závěrem je, že se dále formovaly a poté migrovaly.

Zde teoretici přišli se dvěma možnými mechanismy planetárního míchání. První vyžaduje přítomnost obrovského množství materiálu v disku po zformování obří planety. Gravitace bude deformovat disk a vytvoří zóny se zvýšenou hustotou, což zase vyvine gravitační účinek na planetu a postupně ji přitáhne ke hvězdě.

Některá pozorování tuto myšlenku podporují. Sousední planety mají často gravitační spojení známé jako orbitální rezonance. Vyskytuje se, když jsou délky jejich oběžných drah spojeny jako malé přirozené číslo. Pluto například oběhne Slunce dvakrát za každé tři otáčky Neptunu. Je nepravděpodobné, že se jedná o náhodu, a možná se jednou unášeli a zablokovali mimořádnou stabilitu. Migrace do raná historie naše sluneční soustava by mohla vysvětlit další zvláštnosti, včetně malé velikosti Marsu a pásu asteroidů. Na základě toho teoretici předpokládají, že Jupiter se zpočátku zformoval blíže Slunci, poté se dostal dovnitř téměř na oběžnou dráhu Země a byl odfouknut zpět do své současné polohy.

Migrují teplí Jupiterové? Poděkování: NASA/JPL-Caltech

Existují vědci, kteří považují scénář migrace za příliš složitý a nerealistický. "Věřím v Occamovu břitvu," řekl Greg Laughlin, astronom z University of California (USA). Je si jistý, že planety budou spíše na svých místech a nebudou sebou škubat. "Možná protoplanetární disky, které mají." velké planety na blízkých drahách obsahoval mnohem více materiálu, než jsme si mysleli. Samozřejmě může dojít k nějakému pohybu, dostatečnému k vysvětlení rezonance, ale tyto jemné úpravy by neměly být uváděny do provozu,“ vysvětlil Greg Laughlin.

Jiní věří, že prostě nemůže být dostatek materiálu k vytvoření planet jako 51 Pegasus b. „Tam se nemohou tvořit. Navíc velký počet planet s protáhlými, nakloněnými nebo dokonce obrácenými dráhami implikuje planetární promíchávání,“ řekl Joshua Wynn z Massachusetts Institute of Technology (USA).

Někteří teoretici se ve snaze vysvětlit pozorování uchylují spíše ke gravitačnímu boji než migraci s mocenským právem. Masivní disky mohou zplodit mnoho blízkých planet a gravitační tahanice mezi nimi vymrští některé z nich na hvězdu, jiné na podivné dráhy a další ven ze systému. Dalším potenciálním výtržníkem je družice hvězdy na protáhlé oběžné dráze. Většinu času bude příliš daleko, aby mohl zasáhnout, ale když se přiblíží, může způsobit šplouchnutí. Nebo, pokud je mateřská hvězda členem přátelské hvězdokupy, sousední hvězda se může při své procházce přiblížit příliš blízko a způsobit zkázu. "Existuje mnoho způsobů, jak prolomit systém," řekl Joshua Wynn.

Překvapivým objevem Keplera bylo, že 60 % hvězd podobných Slunci má na svých drahách. To vyžaduje zcela nové teorie. Většina superzemí je považována za převážně pevnou skálu a kov s určitým plynem a oběžnou dráhou blízko jejich hvězd. Například systém Kepler-80 má čtyři takové exoplanety s oběžnou dráhou 9 dní nebo méně. Konvenční teorie říká, že akrece ve vnitřku disku je příliš pomalá na to, aby něco takového vyprodukovala velké světy. Navíc superzemě se na rezonančních drahách vyskytují jen zřídka, což nepodporuje teorii migrace.

Vědci přišli na způsob, jak se ze situace dostat. Jedním z nápadů je urychlit narůstání prostřednictvím procesu známého jako kamenné narůstání. Disk bohatý na plyn nabízí velkou odolnost vůči malým kamenným předmětům a zpomaluje je. To způsobí jejich unášení směrem ke hvězdě. Pokud na své cestě míjejí planetesimály, nízká rychlost umožní jejich zachycení. Rychlá akrece a disky bohaté na plyn však vytvářejí nový problém: jakmile dosáhnou určité velikosti, super-Země k nim musí přitáhnout hustou atmosféru. "Jak se udrží, aby se nestali plynovými obry?" ptá se Roman Rafikov, astrofyzik z Princeton Institute for Advanced Study (USA).

Umělecké znázornění formování planet během narůstání oblázků. Poděkování: NASA/JPL-Caltech

„Není potřeba zrychleného narůstání. Pokud je vnitřní oblast 10krát hustší než disk, ze kterého se zrodila Sluneční Soustava, pak se v něm může snadno vytvořit jedna nebo více superzemí. A nebudou shromažďovat příliš mnoho plynu, protože v době, kdy se konečně vytvoří, se již rozptýlí,“ odpověděl Eugene Chang, astronom z University of California (USA).

Chang má vysvětlení i pro další úžasný objev: „nafouklé“ planety. Vzácné a stejně problematické světy, které jsou lehčí než super-Země, ale mají obrovskou nafouklou atmosféru, která tvoří 20 % jejich hmoty. Teoretici věří, že takové exoplanety vznikají v disku bohatém na plyn. Ve své vnitřní části však bude teplý plyn bojovat se slabou gravitací planety, takže chladnější a hustý plyn vnějšího disku je věrohodnějším kandidátem na jejich obaly. V tomto případě se Eugene Chang uchýlí k migraci, aby vysvětlil jejich blízkost ke hvězdě. Navíc to potvrzuje i fakt, že „nafoukané“ jsou často uvězněny v orbitální rezonanci.

Těžiště výzkumu exoplanet se dosud soustředilo na vnitřní oblasti protoplanetárních disků, zhruba do vzdálenosti ekvivalentní oběžné dráze Jupiteru. To je způsobeno tím, že je lze vidět všemi existujícími metodami. Světy v blízkosti hvězd se nacházejí dvěma hlavními nepřímými způsoby: změnami jasnosti a fluktuacemi hvězd. Přímá vizualizace blízké exoplanety je však extrémně obtížná, protože je zastíněna hostitelskou hvězdou, která může být miliardkrát jasnější než cíl.

Posouváním limitů největších světových dalekohledů však astronomové mohli vidět několik planet přímo. A pro pár v posledních letech dva nové nástroje navržené speciálně pro zobrazování vzdálených světů se připojily k lovu. Evropský „Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch“ (SPHERE) a americký „Gemini Planet Imager“ (GMI) jsou instalovány na velkých dalekohledech v Chile a používají sofistikované masky (koronografy), které blokují světlo hvězdy.

Umělcovo ztvárnění planetárního systému HR 8799. Uznání: NASA, ESA

Jeden z nejstarších a nejpozoruhodnějších systémů nalezených přímým snímkováním je HR 8799. Čtyři obrovské planety, více než pětkrát hmotnější než Jupiter, obíhají v „nemožně“ vzdálených vzdálenostech od hvězdy (od dráhy Saturnu po dráhu dvakrát větší než Neptun). Podle teorie se takovéto vzdálené exosvěty pohybují velmi pomalu a nemohou akumulovat více hmoty než Jupiter, než se disk rozptýlí. Dobré kruhové dráhy exoplanet však naznačují, že tam nebyly vyvrženy z blízkých oblastí systému.

Takoví vzdálení obři poskytovali podporu pro nejradikálnější teorii, zpochybňující standard. Některé planety podle ní nevznikají akrecí, ale procesem zvaným gravitační nestabilita. Tento proces vyžaduje protoplanetární disk bohatý na plyn, který se vlastní gravitací rozpadne na shluky. Postupem času se tyto shluky mění přímo v obří planety, kterým v první řadě chybí pevné jádro. Model předpokládá, že mechanismus bude fungovat pouze za určitých podmínek: plyn musí být studený, nesmí se příliš rychle otáčet a musí účinně ztrácet teplo. „Může to vysvětlit planety HR 8799? Ano, ale jen dva vzdálené studené,“ řekl Roman Rafikov.

V minulosti poskytovala pozorování protoplanetárních disků radioteleskopy určitou podporu gravitační nestability. Radioteleskopy, které byly citlivé na studené plyny, viděly spletité, asymetrické shluky v discích. Ale nedávné snímky z radioteleskopu Atacama Large Millimeter Array (ALMA) vykreslují jiný obrázek. ALMA je citlivá na kratší vlnové délky, které pocházejí z prachových částic v rovině disku. Jeho snímky hvězd HL Taurus v roce 2014 a TW Hydra v roce 2015 ukázaly hladké, symetrické disky s tmavými kruhovými „mezery“, které sahají daleko za oběžnou dráhu Neptunu. „Přišlo to jako velké překvapení. V kotoučích nebyl nepořádek, mají pěknou, pravidelnou, krásnou strukturu. To je rána pro zastánce gravitační nestability. Příroda je chytřejší než naše teorie,“ vysvětlil Roman Rafikov.

ALMA snímek disku kolem mladé hvězdy TW Hydra. Kredit: S. Andrews (Harvard-Smithsonian CfA); B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Je příliš brzy na to říci, jaká další překvapení SPHERE a GMI přinesou z vnějších oblastí planetárních systémů. Ale oblasti mezi těmito odlehlými oblastmi a blízkými drahami "horkých Jupiterů" a superzemí zůstávají tvrdošíjně mimo dosah: příliš blízko hvězdy pro přímé zobrazování a příliš daleko pro nepřímé metody. V důsledku toho je pro teoretiky stále obtížné získat úplný obrázek. „Spoléháme na fragmenty a neúplná pozorování. Právě teď je to pravděpodobně všechno špatně,“ řekl Greg Laughlin.

Astronomové však na sebe nenechají dlouho čekat. Příští rok NASA vypustí družici Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) a Evropská kosmická agentura (ESA) družici Characterizing Exoplanets Satellite (CHEOPS). Na rozdíl od mise Kepler, která zkoumala velké množství hvězd při provádění sčítání obyvatelstva, se TESS a CHEOPS zaměří na jasné blízké hvězdy podobné Slunci, což výzkumníkům umožní studovat „průměrné“ oběžné dráhy. A protože cíle budou blízko Země, pozemské dalekohledy budou muset být schopny odhadnout jejich hmotnost, pomocí níž vědci mohou vypočítat hustotu a určit, zda jsou kamenné nebo plynné.

Vesmírný teleskop Jamese Webba od NASA, který má být vypuštěn v roce 2018, půjde ještě dále. Bude analyzovat světlo hvězdy procházející atmosférou exoplanety, aby se určilo její složení. "Toto je důležitý klíč k vytvoření planety." Například mít víc těžké prvky v atmosféře superzemě by naznačovalo, že disk je bohatý na tyto prvky. nezbytné pro rychlé vytvoření planetárního jádra,“ vysvětlil Bruce McIntosh. V příštím desetiletí se k pátrání zapojí kosmické lodě, jako je Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) a Planetary Transits and Oscillations (PLATO) agentury ESA, stejně jako nová generace obrovských pozemních dalekohledů s 30metrovými (nebo více) zrcadly.

Tento obrázek ukazuje exoplanetu WASP-121b, ultra horký Jupiter, který je tak blízko své hvězdě, že na její denní straně vře dokonce i železo. Credit & Copyright: Engine House VFX, At-Bristol Science Centre, University of Exeter.

Ultra-horké Jupitery jsou novou třídou exoplanet, které astronomové stále častěji nacházejí v různých částech vesmíru. Tito neuvěřitelně žhaví plynní obři jsou mnohem blíže ke svým hvězdám než Merkur ke Slunci, což má vždy za následek slapový zámek, což znamená, že planeta je vždy obrácena ke stejné straně hvězdy. To způsobuje, že denní teploty tam překračují 1900 stupňů Celsia, zatímco teploty na noční straně se pohybují kolem 1000 stupňů Celsia. Kromě toho ultra horké Jupitery vykazují jedinečné atmosférické vlastnosti, které jiné planety nemají, například nepřítomnost molekul.

Navzdory fascinující povaze těchto podivných, pekelných světů o nich vědci stále vědí jen málo. K publikaci v časopise však byla přijata nová studie Astronomie a astrofyzika může tento stav změnit.

V této studii mezinárodní tým vědců simuloval atmosféry čtyř známých ultra horkých Jupiterů, které byly dříve prozkoumány pomocí kosmických dalekohledů Hubble a Spitzer. A na základě dat tým dospěl k závěru, že ultra horké Jupitery jsou ještě neobvyklejší, než se původně předpokládalo.

Konkrétně tým zjistil, že tyto exoplanety jsou během dne tak horké, že teplo může rozbít většinu typů molekul na jejich součásti. A protože jsou tyto molekuly zničeny, nejsou viditelné ani pro naše nejvyspělejší observatoře. To vedlo vědce k překvapivému závěru: atmosféra na denní straně ultra horkého Jupiteru připomíná spíše hvězdu než planetu.

Kromě toho, že je tento výsledek sám o sobě zajímavý, může také vysvětlit, proč astronomové nacházejí pouze molekuly vody na okraji denní a noční strany ultra horkých Jupiterů. Tým zjistil, že když se atomy vodíku a kyslíku dostávají na chladnější noční stranu planety, rekombinují se, což zase vede k tvorbě vody. Protože je však noční strana planety příliš tmavá na to, aby ji bylo možné vidět přímo, mohou astronomové tyto molekuly vody detekovat pouze na hranici dne a noci.

Tato nová studie nejen vrhá světlo na nedostatečně prostudovanou třídu exoplanet, ale také poskytuje cenná data, která astronomům pomohou lépe porozumět fyzikálním procesům, které na nich probíhají.