7 Minutės
TOI-561 b yra itin karšta planeta pagal orbitinius standartus — ji taip arti savo žvaigždės, kad jeigu neturėtų jokios atmosferos, dienos pusrutulio temperatūra turėtų iškilti iki maždaug 2 700 °C (apie 4 900 °F). Tačiau terminiai matavimai rodo kitokią situaciją: planetos dienos pusrutulis atrodo arčiau 1 800 °C. Toks neatitikimas leidžia manyti apie netikėtą, ilgai išliekantį atmosferos sluoksnį ir ryšį tarp uolėto paviršiaus (magma) ir dujų apvalkalo.
Why the dayside looks cooler than expected
Teleskopai, matuodami planetos švytėjimą infraraudonųjų spindulių ruože, nustato vadinamąją „ryškumo temperatūrą“ — t. y. tokią temperatūrą, kurią turėtų turėti nepadengtas paviršius, kad skleistų stebimą spinduliuotę. TOI‑561 b atveju stebėjimai fiksuoja ryškumo temperatūrą, kuri yra gerokai žemesnė už prognozes, gautas prielaidoje apie visišką atmosferos nebuvimą. Mokslininkai siūlo keletą atmosferinių procesų, galinčių paaiškinti šį skirtumą, ir kartu aptaria, ką tai reiškia egzoplanetų mokslo kontekste.
Heat transport by winds
Tirštas atmosferos sluoksnis gali sukurti stiprias vėjuotas sroves, kurios perkelia šilumą nuo žvaigždės pusės į naktinį pusrutulį. Toks energijos perskirstymas sumažina matomą dienos pusrutulio temperatūrą, ypač infraraudonųjų bangų diapazone, kur atliekami daugiausia temperatūros matavimai. Vėjo ir cirkuliacijos modeliai, pritaikyti prie aukštų temperatūrų ir didelio spinduliavimo intensyvumo, rodo, kad net palyginti plonas atmosferos sluoksnis gali efektyviai transportuoti didelį kiekį šilumos. Be to, planetos rotacijos, pasikartojančio spinduliavimo intensyvumo ir vertikalių šilumos mainų derinys gali suformuoti stabilias sroves, kurios sumažina ryškumo temperatūrą ties subsoliariniu tašku.
Absorption by water vapor and other gases
Vandens garai, silikatinės garų – sudėtingos mineralinės molekulės, ir kiti dujiniai komponentai efektyviai sugeria arti‑infraraudoną spinduliuotę, kuri sklinda iš įkaitusių uolienų ar magmos. Esant tokiai absorbcijai, dalis išeinančios spinduliuotės yra „sugeriama“ atmosferoje ir vėl išspinduliuojama ilgesnėmis bangomis ar plonesnėmis spektrinėmis savybėmis, kurias instrumentai gali interpretuoti kaip žemesnę dienos temperatūrą. Tokia optinė storėja ir emisijos spektro modifikacija priklauso nuo cheminės sudėties, slėgio profilio ir temperatūros vertikalės, todėl spektrinė analizė ir fotometrija kartu duoda svarbią informaciją apie atmosferos buvimą ir savybes.
A long-lived atmosphere next to a magma ocean
Klausimas, kaip tokia arti žvaigždės esanti planeta išlaiko reikšmingą atmosferą milijardus metų, yra vienas iš pagrindinių mįslių. Žvaigždės spinduliavimas, ypač ultravioletinė ir rentgeno dalis, gali efektyviai pašalinti lengvas dujas ir taip nuvertinti atmosferos masę. Pagrindinė idėja, kuri padeda paaiškinti TOI‑561 b padėtį, sieja atmosferos išsaugojimą su globaliu magmos vandenynu planetos viduje ir ant jos paviršiaus.
Planetos naktinėje pusėje, be atmosferinio izoliatoriaus, magmos vandenynas greitai atvėstų ir kristalizuotųsi. Tačiau realioje, dinamiškoje sistemoje susidaro pusiausvyra: kai kurie dujų komponentai išeina iš plutonos ir magmos į atmosferą, dalis molekulių prarandama į kosminę erdvę, o kiti komponentai vėl įsisavinami molteniniu interjeru. Šis procesas veikia kaip buferis — magmos vandenynas yra tiek šaltinis, tiek kriauklė (sink) laisvųjų tūrių ir kitų lakiųjų medžiagų kiekiui. Per geologinius laikmečius toks mainų mechanizmas gali išlaikyti tam tikrą atmosferos pusiausvyrą, net ir esant intensyviam žvaigždinio vėjo bei spinduliavimo poveikiui.
Be to, šiluminė ir cheminė sąveika tarp paviršiaus magmos, plutos ir atmosferos lemia, kokios rūšies molekulės palaipsniui kaupiasi ir išlieka. Kai kurios sudedamosios dalys, pavyzdžiui, metalų garai arba silikatinės molekulės, gali daryti įtaką radiacinei aplinkai ir modifikuoti planetos išspinduliavimo savybes — tai gali būti svarbus faktorius, aiškinant stebimą skirtumą tarp paprastos juodosios kūno temperatūros prognozės ir realiai nustatytos ryškumo temperatūros.
Iron, volatiles and atmospheric retention
Geležis — gausus akmeninėse planetose — gali žymiai prisidėti prie šių mainų. Geležingas magmos sluoksnis chemiškai suriša deguonį ir kitus lakiuosius komponentus, įjungdamas juos į kietąją ar skystą planetos dalį ir taip lėtindamas bendrą atmosferos netekimą. Tokia cheminė „fiksacija“ sumažina greitą volatilių praradimą į kosmosą ir gali suteikti ilgalaikį rezervuarą, iš kurio atmosferos sudėtis palaipsniui papildoma arba atstatoma po intensyvių praradimų epizodų.
Tai reiškia, kad elementai, kurie geologiniu požiūriu yra svarbūs Žemėje, gali vaidinti panašų vaidmenį ir egzoplanetose: magmos redox‑būklė, geležies oksidacijos laipsnis, plutos struktūra ir šaltinio — sink santykis nulemia, kiek ir kokių dujų gali išlikti aplink planetą. Modeliai, kurie jungia termodinaminius procesus magmoje, difuziją ir atmosferinę eroziją, leidžia geriau suprasti, kaip galima išlaikyti atmosferos sluoksnį net ir esant dideliam radiaciniam ir terminiam streso lygmeniui.
Implications for exoplanet studies
Lyginamoji uolėtų egzoplanetų analizė atskleidžia tam tikrą slenkstį: pasauliai, kurių apšvitinimo temperatūra viršija maždaug 2 000 K, gali turėti gebėjimą atstatyti lakias atmosferines sluoksnes greičiau, nei jas praranda. Jei TOI‑561 b patenka į šią kategoriją, jo stebimai „vėsesnė“ dienos pusė tampa svarbiu atvejo studijoms apie atmosferos išlikimą esant ekstremaliam žvaigždiniam apšvietimui ir aukštoms temperatūroms.
Siekiant tiksliai nustatyti priežastis, kodėl TOI‑561 b išlaiko stambesnį atmosferos apvalkalą, reikės daugiau stebėjimų ir tobulintų teorinių modelių. Ypač svarbi yra aukštos skiriamosios galios spektroskopija, leidžianti identifikuoti specifines molekules — pavyzdžiui, vandens garus, anglies oksidus, silikatus ar metalų garus — ir įvertinti slėgio‑temperatūros profilius. Be to, erdvinės misijos ir žemės observatorijos, kurios gali išmatuoti fazinių krivulių švytėjimą, įmanomą terminių anizotropijų pasiskirstymą ir vėjo greičius, suteiks papildomą informaciją apie šilumos cirkuliaciją ultra‑karštose superžemėse.
Šie tyrimai turi platesnę reikšmę egzoplanetų moksle: supratimas, kaip susidaro ir išlieka atmosferos ant labai karštų uolėtų kūnų, padeda interpretuoti naujus atradimus ir modeliuoti planetų evoliuciją. Taip pat tai leidžia geriau apskaičiuoti, kokios cheminės bei geofizikinės savybės lemia atmosferos retenesnį išsaugojimą tam tikromis orbitinėmis sąlygomis.
Praktiniai žingsniai į priekį apima: sistema pagrįstus spektroskopinius stebėjimus įvairiais bangų ruožais (nuo artimųjų infra iki terminių IR); laiko variacijų matavimus, leidžiančius atskirti paviršiaus emisiją nuo atmosferinės emisijos; ir daugiasluoksnius modelius, kurie sujungia magmos procesus, cheminius reakcinius tinklus, dujų paleidimą ir plazmos sąveikas su žvaigždiniu vėju. Tokie tarpdisciplininiai požiūriai pagerins mūsų galimybes identifikuoti, kuriuos egzoplanetus galima laikyti „magma‑atmosfera“ sistemomis, ir nustatyti jų evoliucines trajektorijas.
Galiausiai TOI‑561 b pateikia ryškų pavyzdį, kaip paviršiaus magmos ir atmosfera gali veikti kartu, formuodami neįprastus terminius ir cheminius režimus planetose, kurios yra daug karštesnės ir tuo pačiu geologiškai kitokios nei mūsų Žemė. Šių mechanizmų supratimas prisideda prie platesnio žinojimo apie planetų sudėtį, klimato istoriją ir galimus likusius izoliatorius arba rezervuarus, kurie lemia atmosferos evoliuciją ilgais geologiniais periodais.
Apibendrinant, TOI‑561 b tyrimai, derinantys infraraudonųjų spindulių fotometriją, spektrines analizės priemones ir magmos‑atmosferos mainų modelius, gali radikaliai pakeisti mūsų supratimą apie tai, kas iš tiesų reiškia „atmosferos išlikimas“ esančiose prie žvaigždės zonose ir kaip geologiniai procesai gali sušvelninti ar pagreitinti atmosferos netekimą. Ateities misijos ir gilios spektrinės kampanijos bus raktas, leidžiantis tiksliau nustatyti atmosferos cheminę sudėtį, slėgio profilius ir šilumos pasiskirstymą šioje neįprastoje, bet mokslui itin reikšmingoje planetoje.
Šaltinis: sciencealert
Palikite komentarą