Kolem hvězd v naší Galaxii krouží velké množství různých planet. Vědci se nyní věnují jejich atmosférám. Nová studie zaznamenala 17 planet s heliovou atmosférou a 40 planet bez ní. (délka blogu 4 min.)
Dnes už nejspíš nikoho neudivíte prohlášením, že se kolem každé cizí hvězdy formuje samostatný planetární systém. Záhadou ale dodnes zůstávají jejich atmosféry.
Když budeme vycházet ze svých zkušeností a z minulosti naší vlastní planety, měla by se původní atmosféra exoplanet skládat hlavně z těch plynů, které jsou k dispozici při formování planetárního systému. To jsou převážně helium a vodík. Detekce helia na cizích planetách je tedy zajímavý fakt, který by se měl pozorovat hlavně u mladých planet.
Helium vyvolává ve spektrech, pozorovaných teleskopem, různé změny, které jsou o to důležitější, že nepodléhají změnám při průchodu mezihvězdným médiem - příslušné signály se tedy dostávají k pozorovateli v dobrém a víceméně nezměněném stavu. Navíc se dají dobře pozorovat přímo z povrchu Země. Díky tomu se stávají velice oblíbené při pozorování atmosfér různých exoplanet.
První detekce atmosféry na exoplanetě byla zveřejněna už v roce 2002. Od té doby vědci využívají ke sledování atmosfér různé pozemské i vesmírné teleskopy.
Ztráty atmosféry
Planety, které se nacházejí na blízkých drahách kolem své hvězdy, musí vzdorovat (hlavně v mladém věku) velice intenzivním dávkám záření. Díky tomu pak probíhá během prvních několika set milionů let po vzniku planetárního systému znatelné vypařování planetárních atmosfér těchto (hvězdě) blízkých planet.
Jevu se říká hydrodynamický únik. Díky němu se vysvětluje vznik jednoho z typů planet - superzemí. To jsou planety, které jsou větší než Země a svou hmotností odpovídají spíše kamennému jádru planety Neptunu. Poté, co ztratily svou původní atmosféru, zůstane jen kamenné jádro (někdy se takovým objektům říká neptunská poušť).
Jak rychle probíhají tyto změny?
Časová závislost ztráty atmosféry je závislá hlavně na konkrétním zdroji energie - tedy převážně na charakteristikách centrální hvězdy.
Rentgenové záření hvězdy a extrémní UV záření (XUV) zahřívá horní atmosféru planety. Díky tomu mají molekuly dostatečně vysokou rychlost (molekuly teplejšího plynu mají vyšší kinetickou energii), takže mohou opustit její gravitační pole. Takové vysokoenergetické fotony mohou pronikat pouze horními vrstvami atmosféry a jejich působení je (v kosmických měřítcích) spíše krátkodobé. Hvězda vyzařuje vysoce energetické fotony na počátku své existence. Jejich množství klesá s věkem hvězdy, i když existují i výjimky. Hvězdy typu M-trpaslíka si například udržují vysoké hodnoty takového záření i mnohem delší dobu.
Existuje ještě druhý proces, který vede ke ztrátě atmosféry. Podílí se na něm infračervené záření samotné planety. Jádra planet (a zpočátku samozřejmě i jejich povrchy) jsou horká a postupně chladnou - ztrácejí energii vyzařováním. Změny v atmosférách, které jsou způsobeny tímto procesem, jsou ovšem daleko slabší a probíhají v delších časových úsecích.
Nové střípky do mozaiky - nově nalezené souvislosti
Obří planety hromadí ve svých atmosférách všeobecně větší množství plynu. Ztráta helia je tedy znatelnější a detekce těchto ztrát je jednodušší.
Hvězdy, u kterých se podařilo nalézt planety ztrácející helium ze svých atmosfér, měly povrchové teploty mezi 4400–6500 K. Zajímavý byl ale jeden fakt: planety, jejichž hvězdy měly teploty mezi 5400 K a 6000 K efekt ztráty helia nevykazovaly. Byla to jen náhodná odchylka nebo to způsobuje nějaká zásadní skutečnost při vývoji planetární soustavy u takových hvězd? Na to odpoví až další výzkumy.
Ukazuje se, že na rozdíl od velkých planet mohou malé kamenné planety působením hvězdného záření ztratit dokonce veškerou atmosféru, ne jen její část.
Mladší planety se musí potýkat s výrazně vyšší svítivostí své hvězdy (než planety, které už prošly delším vývojem). Pokud má planeta poměrně malý poloměr (menší než 2,6 poloměru Země), a dokonce i kdyby se jí podařilo postupně nahromadit přibližně 1 % své hmotnosti coby prvotní (vodíkovo-heliovou) atmosféru, může hvězda svým zářením tuto atmosféru zcela odfouknout.
To vysvětluje, proč například na planetách v systému TRAPPIST-1 zatím nepozorujeme žádné významné atmosféry na těch planetách, které obíhají blízko centrální hvězdy.
Pokud tedy vědci pozorují starší planety, stopy po úniku helia nemusí vůbec objevit.
V případě velkých planet je tomu jinak. U nich se dá očekávat únik helia i u starších exoplanet.
Planety, které ztrácejí helium ze svých atmosfér, se přitom nacházejí u hvězd s různou metalicitou - tedy u všech hvězdných generací.
První hvězdy, které se objevily ve vesmíru, se skládaly víceméně jen z vodíku a helia. Teprve při zániku těchto hvězd se ve vesmíru objevilo větší množství těžších prvků - a hvězdy následující generace mohly vykazovat tzv. metalicitu, kterou se v astronomii označuje přítomnost prvků těžších než helium.
Pozorování také odhalila, že se spousta planet s detekovaným únikem helia nachází poměrně blízko hvězdy - většinou od 0,03 astronomické jednotky (astronomická jednotka odpovídá vzdálenosti Země-Slunce) do 0,08 astronomické jednotky.
To se dá vysvětlit jednoduše tím, že planety, které jsou blíže ke svým hostitelským hvězdám jsou náchylnější k atmosférickému úniku v důsledku intenzivního záření.
Vědci se nyní budou věnovat zajímavé odchylce u hvězd s povrchovou teplotou mezi 5400–6000 K. Na ztráty helia z planetárních atmosfér mají možná vlivy i další parametry centrální hvězdy. Můžeme se tedy těšit na další zajímavé objevy.
Zdroj: https://arxiv.org/abs/2403.15575
