Záhada atmosféry na exoplanetě TOI-561b

Vesmír je neuvěřitelně pestrý. Může v něm existovat exoplaneta, která odolává působení své velice blízké centrální hvězdy a zachovala si atmosféru? Nová data z Vesmírného teleskopu Jamese Webba (JWST) naznačují, že je to možné.

TOI-561b

... je tzv. Superzemě. To je typ planety, jejíž hmotnost je vyšší než hmotnost Země, ale zároveň výrazně nižší než hmotnost ledových obrů, jako jsou Uran a Neptun.

Je od nás vzdálena přibližně 280 světelných roků a na nebi ji najdete v souhvězdí Sextantu. Tato exoplaneta obíhá kolem staré hvězdy chudé na kovy, jejíž věk se odhaduje na přibližně 10 miliard roků, což je zhruba dvojnásobek věku našeho Slunce.

TOI-561b se řadí k planetám s extrémně krátkou periodou oběhu. Svou mateřskou hvězdu totiž oběhne za pouhých 10,5 hodiny.

Průměrná hustota exoplanety TOI-561b odpovídá 4,30 gramů na centimetr krychlový, zatímco průměrná hustota Země dosahuje 5,51 gramů na centimetr krychlový.

Hustota TOI-561b tak představuje přibližně 0,78násobek hustoty Země (je tedy o necelých 22 procent nižší).

To má zajímavé důsledky. Jelikož má TOI-561b více než dvojnásobnou hmotnost oproti Zemi, měla by mít podle běžných fyzikálních modelů kvůli vyšší vlastní gravitaci výrazněji stlačené jádro, a tím pádem i vyšší průměrnou hustotu než Země. Nižší naměřená hustota potvrzuje, že planeta nemá složení podobné Zemi, případně že má hustou atmosféru nebo že je na ní přítomen oceán z magmatu (který má logicky nižší hustotu než chladnější a neroztavená hornina).

Při takto extrémní vzdálenosti, kdy planeta obíhá ve vzdálenosti jen asi 0,0106 astronomické jednotky od hvězdy, by měl být povrch planety pokrytý lávou, obklopenou v lepším případě jen řídkým závojem odpařených hornin. Fyzikální vlastnosti naměřené spektrometrem NIRSpec na palubě teleskopu Jamese Webba ovšem dokazují existenci husté, vysoce odrazivé atmosféry.

Důkaz přítomnosti atmosféry

Teleskop sledoval systém TOI-561 nepřetržitě po dobu více než 37 hodin. Během tohoto časového okna stihla planeta dokončit téměř 4 plné oběhy kolem své hvězdy.

Vědci tedy pozorovali 4 sekundární zákryty, kdy planeta prošla přímo za kotoučem hvězdy a její vlastní tepelné vyzařování na čas úplně zmizelo.

Kromě toho se daly pozorovat 3 tranzity, při kterých planeta přecházela před hvězdným kotoučem. Byly zaznamenány také proměny jasnosti systému během toho, jak se planeta postupně otáčí k Zemi svou denní a noční stranou.

Naměřená data odpovídají modelu planety s hustou atmosférou. Kromě toho je denní strana planety výrazně chladnější a tmavší, než by odpovídalo holé skále nebo samotnému oceánu tekutého kamene.

Vědci zjistili, že průměrná teplota denní strany dosahuje hodnoty 2048 kelvinů (s odchylkou 206 K). Průměrná teplota noční strany činí 1089 kelvinů (s odchylkou 379 K).

Pokud by planeta neměla žádnou atmosféru a nedocházelo by na ní k přerozdělování tepla prouděním plynů, teplota v místě přímo otočeném ke hvězdě (tedy na denní straně) by musela přesáhnout 3200 kelvinů. Rozdíl mezi teoretickou a naměřenou hodnotou je tedy opravdu výrazný, což se dá vysvětlit jen hustou atmosférou.

Dalším důkazem existence atmosféry je albedo planety. To totiž dosahuje hodnoty 0,74 s odchylkou 0,10. Pro srovnání: tmavá bazaltová láva a většina běžných silikátových hornin vykazují velmi nízkou schopnost odrážet světlo. Hodnota jejich albeda se obvykle pohybuje kolem 0,10. Znamená to, že takový lávový povrch odrazí zpět do vesmíru méně než 10 procent veškerého dopadajícího záření.

Nízká odrazivost je typickým znakem planetárních těles, která postrádají jakoukoliv atmosféru a jejichž povrch tvoří pouze obnažená nebo roztavená skála. Hodnota 0,74 znamená, že planeta odráží celých 74 procent veškeré energie, kterou od své hvězdy přijme. To znamená, že tu musí být přítomny silně odrazivé mraky, které se nacházejí ve vyšších vrstvách atmosféry.

Při daných teplotách a tlacích mezi 1 až 10 bary dochází v atmosféře ke kondenzaci minerálních látek. To pak znamená, že v atmosféře TOI-561b vznikají husté mraky tvořené oxidem křemičitým (SiO2) a křemičitanem hořečnatým (MgSiO3). Tyto křemičitanové mraky fungují jako zrcadlový štít, který většinu energie odrazí dříve, než se dostane na povrch planety.

Jak mohla atmosféra přežít 10 miliard roků

Je tu ovšem jeden problém. Není jasné, jak si mohla planeta o hmotnosti 2,24násobku Země udržet hustou atmosféru po dobu 10 miliard roků, a to navíc v blízkosti své hvězdy. Silné ultrafialové a rentgenové záření by mělo plynný obal dávno zničit a doslova odfouknout. Vědecký tým navrhl několik způsobů, jak tento stav vysvětlit.

Planeta mohla například vzniknout v původním disku s tak obrovským množstvím vody, oxidu uhličitého a dalších těkavých sloučenin, že si z původní zásoby plynů dodnes určitou část uchovala.

Jiná možnost využívá vysokou hmotnost planety a samotných molekul v atmosféře. Pokud je atmosféra tvořena těžšími molekulami s vysokou metalicitou (např. CO2, SO2 nebo SiO), je rychlost jejího úniku pod vlivem hvězdného větru řádově nižší, než by tomu bylo u vodíko-heliových obalů.

Planeta také samozřejmě nemusela na své současné dráze ve vzdálenosti 0,0106 AU od hvězdy obíhat od nepaměti. Pokud po většinu své historie obíhala ve větší vzdálenosti a do těsné blízkosti hvězdy migrovala relativně nedávno, mohla si do dnešního dne část své atmosféry uchovat.

Může tu také probíhat neustálé doplňování z magmatického oceánu, pokud celý povrch planety tvoří hluboký magmatický oceán, který při tavení pláště neustále uvolňuje rozpuštěné plyny.

Vědci plánují další pozorování. Chtěli by přímo identifikovat absorpční čáry různých plynů - jako je CO2, CO, H2O nebo molekuly SiO a přesně určit složení i tlakový profil plynného obalu. Můžeme se tedy těšit na další zajímavé objevy a teorie.

^{Zdroj: A Highly Reflective Atmosphere on the Lava World TOI-561b Revealed by JWST/NIRSpec Phase Curve, Samuel Boucher, Lisa Dang, Alex McGinty, Johanna K. Teske, Raymond Pierrehumbert, Anjali A. A. Piette, Nicole L. Wallack, Angharad Weeks, Neil T. Lewis, Tim Lichtenberg, Mykhaylo Plotnykov, Emma Postolec, Daniel Huber, Timothy R. Bedding, Harrison Nicholls, Bo Peng, Mark Hammond, Diana Valencia, Earth and Planetary Astrophysics, 21 Aug 2026}