8 Minutės
Mes įsivaizduojame milžiniškas eksoplanetas kaip didesnius Jupiterius – su juostomis, audromis ir pažįstamu vaizdu. Nauji stebėjimai ir atmosferos modeliai rodo, kad daugelis vadinamųjų „super-Jupiterių" gali atrodyti labai kitaip: karštesni, raudonesni ir turintys chaotiškesnę debesuotumo struktūrą nei bet kas Saulės sistemoje.
Jupiteris, rudieji nykštukai ir masės tarpas
Norint suprasti, kuo super-Jupiteris gali būti neįprastas, verta trumpai apibrėžti kontekstą. Planetos, rudieji nykštukai (brown dwarfs) ir žvaigždės skiriasi pirmiausia pagal masę ir branduolines reakcijas, kurias jos gali palaikyti. Planeta yra pakankamai masyvi, kad jos formą nulemtų sava jėga trauka (t. y. ji būtų apvali), bet nepakankamai masyvi, kad įsijungtų pastovus vandenilio susijungimas. Žvaigždės tai daro – jose vyksta stabilus vandenilio fuzijos procesas. Tarp šių dviejų kategorijų stovi rudieji nykštukai: jie per maži, kad nuolat degintų vandenilį, tačiau kai kurie gali trumpam fejerverkiškai sudeginti deiterijų.
Apytiksliai kalbant, astronomai dažnai vietoje aiškaus riboženklo naudoja diapazonus: objektai iki maždaug 10–13 Jupiterio masių (M_J) paprastai priskiriami planetoms, o tie, kurių masė žymiai viršija keletą dešimčių Jupiterio masių, jau artimesni rudiesiems nykštukams arba žvaigždėms. Kartais minima riba – maždaug 13 M_J – nes ši masė siejama su deiterio degimo galimybe. Kita vertus, žvaigždžių riba yra daug aukščiau: virš maždaug 70–90 M_J pradeda veikti vandenilio sintezė ir objektas laikomas žvaigžde. Šios klasifikacijos svarbios, nes masė lemia vidaus šilumą ir atmosferos dinamiką – o tai tiesiogiai veikia, kaip objektas atrodo, kai jį fiksuojame vaizduose arba spektruose.
Be to, praktikoje klasifikacijos gali skirtis priklausomai nuo kilmės scenarijaus: ar objektas susiformavo kaip planeta protoplanetiniame diske (branduolio akrecijos būdu), ar per gravitacinę nestabilumą panašiai kaip mažos žvaigždės. Šios kilmės detalės turi pasekmių atmosferos sudėčiai, vidiniam šilumos srautui ir stebimam spektrui.
VHS 1256b: raudonai šviečiantis super-Jupiteris
Vienu geriausiai ištirtų tokiame masės intervale objektų yra VHS 1256b. Turėdamas masę, artimą maždaug 20 Jupiterių, jis užima ribinę zoną, kur daug kas būtų laukę „Jupiterio tipo“ išvaizdos. Vis dėlto tiesioginis įvaizdžiavimas su James Webb kosminiu teleskopu (JWST) pateikė kitokį vaizdą: VHS 1256b spinduliuoja ryškesnę giliai raudoną šviesą ir jo paviršiaus (efektyvioji) temperatūra yra apie 1 300 K – žymiai aukštesnė nei Jupiterio maždaug 170 K.
JWST spektrai atskleidžia stiprius sunkios debesuotumo ir dulkių požymius VHS 1256b atmosferoje. Tokie dulkių prisotinti, didelio masto audriniai sistemos variantai sukelia planetos šviesumo kintamumą, gamindami fluktuacijas, primenančias mažų, vėsių žvaigždžių (rudųjų nykštukų) kintamumą. Vietoje aiškių ir lygių ekvatorinių juostų atmosferoje matomos lopinėtos, bangavimo primenančios struktūros, kurios keičia planetos spektro ir spalvos charakteristikas.
Analizė rodo, kad VHS 1256b atmosféra gali turėti didelį kiekį didelių kondensatų (silikatų, geležies), stambias dulkines daleles ir sudėtingą vertikalų debesuotumo sluoksniavimą. Tokios savybės lemia stiprų šviesos absorbciją ir sklaidą infraraudonajame lange, todėl planeta atrodo raudonesnė ir šiltesnė nei jos masė galėtų paprastai nulemti, jeigu manytume tik pagal paviršinę temperatūrą be debesų poveikio.
Kodėl šiluma pertvarko atmosferos modelius
Jupiterio atmosferoje gerai sutvarkytos juostos ir ilgai trunkantys ciklonai kyla iš zoninių (rytų–vakarų) vėjų ir šiluminių mainų tarp sluoksnių pusiausvyros. Tačiau super-Jupiteriai paprastai yra daug karštesni: didesnė vidinė šiluma (dėl susitraukimo ir anksčiau išsiskyrusios formavimosi energijos) bei didesnis žvaigždės apšvietimas (jei planeta yra artima) įveda į atmosferą daugiau energijos. Didesnė energija sustiprina vertikalius judesius ir turbulenciją, skatindama maišymą tarp sluoksnių ir trukdydama susiformuoti ilgalaikėms, lygioms juostoms.
Atnaujinti atmosferos skaitmeniniai modeliai rodo, kad šis intensyvus vertikalus maišymas ir turbulencija linkę suyra pažįstamą juostotumą ir gamina chaotiškus debesų denius bei lokalias audras. Kitaip nei Saulės sistemos milžinų atveju, kai hidrotermine ir dinamika perskirstoma ramiomis juostomis, super-Jupiteriuose vyrauja didelės amplitudės temperatūrinės, cheminės ir debesuotumo svyravimai. Tai lemia stipresnį fotometrinį kintamumą ir sudėtingesnį spektro žemėlapį, kuris keičiasi per palyginti trumpus laikotarpius.
Išties, kompozicija (pvz., santykis tarp silikatų, geležies ir volatilių), vidinis šilumos srautas, sukimosi greitis ir žvaigždės apšvietimo intensyvumas kartu nulemia, ar milžiniška dujų planeta rodys aiškias juostas, ar žymesnį, audromis dominuojantį „lopą“. Kai kurie faktoriai, pavyzdžiui, greitas sukimosi greitis, gali skatinti stipresnes zonines sroves, bet labai didelė vidinė šiluma ir storos debesų plutos gali vis tiek sutrikdyti tokias struktūras.
Ką tai reiškia tiesioginiam vaizdavimui ir charakterizacijai
Tipinis meninis Jupiterio tipo pasaulio vaizdavimas (kairėje) palyginti su vaizdu pagal naujausius tyrimus (dešinėje). (NASA/JPL-Caltech)
Tyrėjams, dirbantiems su JWST, aukštos raiškos žemės stebvėjimo įrenginiais (naudojančiais adaptatyvią optiką) arba priekinio kontrasto instrumentais, šie rezultatai keičia lūkesčius dėl to, ką turėtų parodyti nuotraukos ir spektrai. Net kai planeta yra per maža arba per toli, kad būtų erdviškai išskirta, fotometrinis kintamumas — šviesos kreivės „blykčiojimas", sukeltas besisukančių ir besikeičiančių audrų — gali atskleisti atmosferos lopuoto pobūdžio požymius. Toks kintamumas dažnai matuojamas dešimčių minučių ar valandų intervaluose ir naudojamas atmosferos rotacijos greičiui, debesų masteliui ir kontrastui nustatyti.
Spektroskopija, kuri aptinka dulkes ir molekulinius absorberius (vandenį, metaną, anglies monoksidą, aminus ar alkalinius metalus), padeda atsekti temperatūrines struktūras ir debesų sudėtį. Pavyzdžiui, tam tikri silikatų ir geležies kondensatai turi charakteringus infraraudonuosius bruožus, o metanas ir vanduo signalizuoja apie cheminį stabilumą žemesnėse temperatūrose. Be to, alkaloidinės linijos (pvz., natrio ar kalio) gali rodyti atviras atmosferos zonas, kur debesys nėra tokie tankūs.
Iš praktinės perspektyvos tai reiškia, kad apžvalgos, ieškančios ir klasifikuojančios tiesiogiai nufotografuotas eksoplanetas, turi naudoti modelius, kurie įtraukia turbulentines, dulkėtas ir sluoksniuotas atmosferas. Spalvų, spektrų ir šviesumo pokyčių interpretavimas be šios sudėtingumo gali lemti objektų klaidingą klasifikavimą arba neteisingą temperatūrų ir masių įvertinimą. Pavyzdžiui, debesis turinti, tačiau aukšta temperatūra planetoformė gali atrodyti panašiai kaip neutralesnio spektrinio tipo, bet mažesnės masės objektas be debesų.
Ekspertų įžvalgos
„Didesnė vidinė šiluma pakeičia viską,“ – sako dr. Elena Marques, astrofizikė, tyrinėjanti eksoplanetų atmosferas. „Kai temperatūros pakyla iki šimtų ar tūkstančių kelvinų, kondensatai susidaro į pakeliamus debesis ir dulkes. Šios medžiagos skirtingai sugeria ir sklaido šviesą, o atmosferos cirkuliacija pereina nuo užsakytų juostų prie chaotiškų audrų. Rezultatas – planeta, kuri atrodo svetima, palyginti su Jupiteriu."
Ateities stebėjimai planuojami išplėsti mėginį: bus tiriami platesnis super-Jupiterių ir šiltų rudųjų nykštukų rinkinys, kad būtų patikrinta, ar VHS 1256b yra tipinis pavyzdys, ar anomalija. Tobulėjant instrumentams ir įtraukiant turbulentinės debesų fizikos komponentus į modelius, astronomai galės tiksliau susieti masę ir vidinę šilumą su vizualine išvaizda didžiausių eksoplanetų diapazone.
Technologiniai pokyčiai taip pat svarbūs: pažangesnės korografinės technikos, interferometrijos ir didesnės bazinės linijos teleskopai (pvz., ateities didelio skersmens observatorijos) leis tiesiogiai pavaizduoti mažesnius atstumus nuo žvaigždžių ir ankstesnėmis evoliucijos stadijomis esančias planetas. Kartu trumpalaikis fotometrinis stebėjimas ir laiko atžvilgiu skirta spektroskopija (phase-resolved spectroscopy) duos dinaminį vaizdą, leidžiantį atskirti statinius cheminius požymius nuo laikinų debesuotumo efektų.
Svarbu ir platesnis teorinis progresas: atmosferos atkūrimo (retrieval) metodai turi apimti ne tik vienomojuosius, horizontaliai homogeneškus sluoksnius, bet ir 3D dinaminius modelius, kurie imituoja debesų susidarymą, augimą, susidrupimą ir periferinius srovių efektus. Tai reiškia didesnius skaičiavimo resursus, bet ir daug patikimesnius masių bei temperatūrų spėjimus iš stebimų duomenų.
Galiausiai, šių objektų tyrimai turi platesnę reikšmę: supratimas, kaip masė, vidinė šiluma ir chemija veikia atmosferos struktūrą, padeda ne tik klasifikuoti eksoplanetas, bet ir geriau suvokti planetų evoliuciją, migraciją ir galimus palydovų ar žiedų buvimo požymius. Pavyzdžiui, intensyvios audros gali paveikti ūkio cheminių reakcijų greitį ar net monokultūrinę organinių molekulių evoliuciją, turinčią reikšmę tolimesniems astrobiologiniams vertinimams.
Apibendrinant, mūsų vaizdiniuose rėmuose super-Jupiteriai nebėra paprasčiausiai padidinti Jupiteriai. Jie yra dinamiški, karšti ir kartais raudoni pasauliai, kurių debesuotumas ir dulkėtumas daro didelę įtaką tam, ką mes matome. Dėl to stebėtojams ir modeliuotojams būtina naudoti platesnį įrankių rinkinį ir platesnį fizinių procesų spektrą, kad galėtų patikimai interpretuoti tiesioginius vaizdus ir spektro duomenis. Tik taip galėsime atskleisti tikrąją super-Jupiterių įvairovę ir jos reikšmę planetų moksle.
Šaltinis: sciencealert
Palikite komentarą