Vědci pomocí dalekohledu Jamese Webba objevili atmosféru na skalnaté planetě TOI-561 b – extrémně horkém světě obíhajícím blízko hvězdy, kde se povrch mění v oceán magmatu. Objev zpochybňuje dosavadní představy o tom, že takové planety nemohou udržet atmosféru, a otevírá nové cesty pro výzkum vývoje exoplanet.
Astronomové objevili atmosféry na skalnatých, ale chladných planetách, jako je 55 Cancri e, kde byly navrženy tenké nebo vulkanické atmosféry; na skalnatých světech kolem velmi malých hvězd, jako jsou někteří kandidáti v TRAPPIST-1, ačkoli důkazy jsou stále sporné a v několika případech byly vyloučeny; a na planetách mírného pásma, kde byly zjištěny stopy nebo náznaky plynných obálek, nikoli robustní atmosféry. Žádný z nich však není tak zřejmý jako případ TOI-561 b.
Vědci NASA poprvé získali dosud nejpřesvědčivější důkaz o existenci atmosféry obklopující kamennou planetu mimo sluneční soustavu. A nejedná se o mírný svět nebo příbuzného Země, ale o něco mnohem extrémnějšího: TOI-561 b, planetu, která obíhá tak blízko své hvězdy, že celý její povrch by mohl být globálním oceánem magmatu.
Výsledky získané pomocí vesmírného dalekohledu Jamese Webba otevírají nečekané okno do nejstarších a nejnepřátelštějších kamenných světů galaxie. Zároveň zpochybňují jedno z dogmat moderní exoplanetologie: že malé, hvězdami spálené planety si nemohou udržet atmosféru.
Extrémní planeta ve velmi starém systému
TOI-561 b byla původně objevena družicí NASA TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), která se zabývá lovem exoplanet a detekuje malé poklesy jasnosti při přechodu planety před její hvězdou. Název „TOI“ je zkratkou pro TESS Object of Interest.
Planeta obíhá kolem trpasličí hvězdy podobného typu jako Slunce, ale dvakrát starší, s odhadovaným stářím asi 10 miliard let. Tato hvězda leží v tzv. tlustém disku Mléčné dráhy, což je oblast obývaná velmi starými hvězdami chudými na kovy (v astronomii se „kovy“ rozumí všechny prvky těžší než vodík a helium).
Už to, že zde TOI-561 b existuje, je pozoruhodné: vypovídá to o kamenných planetách, které vznikly v době, kdy byl vesmír mnohem mladší, ve zcela jiném chemickém prostředí, než jaké dalo vzniknout Zemi. Její složení, jak vnitřek, tak atmosféra, by mohly být reprezentativní pro první kamenné světy v Galaxii.
Závratná oběžná dráha a oceán magmatu
TOI-561 b obíhá kolem své hvězdy v tak malé vzdálenosti (méně než 1,5 milionu kilometrů, což je asi čtyřicetkrát blíže než Merkur ke Slunci), že jeden rok urazí za méně než 11 hodin. Je to superzemě s poloměrem 1,4krát větším než Země, ale extrémně horká: její denní strana je trvale vystavena působení hvězdy a dosahuje teplot schopných roztavit jakoukoli známou horninu.
Na takovém světě by se dal očekávat holý povrch: roztavená hornina, nadzvukové větry nesoucí horninovou páru a nic, co by se mohlo dlouho udržet jako atmosféra. Pozorování JWST však vypovídají o něčem jiném.
Vzhledem ke své blízkosti ke hvězdě je TOI-561 b pravděpodobně slapově vázána, podobně jako Měsíc k Zemi: ke své hvězdě ukazuje stále stejnou tvář. To vytváří spalující denní polokouli a noční polokouli, která je neustále ve stínu. Pokud by neexistovala atmosféra, byl by rozdíl teplot mezi oběma stranami extrémní. Pokud však existuje plynná obálka, může teplo přerozdělit a teplotní kontrast vyrovnat.
Jak určit teplotu planety vzdálené světelné roky
Autoři pod vedením Johanny Teske měřili teplotu denní polokoule během sekundárních zatmění (kdy planeta přechází za hvězdu) pomocí infračerveného spektrografu NIRSpec na JWST . Myšlenka je v principu jednoduchá, ale technicky velmi složitá: systém hvězda-planeta se pozoruje těsně před tím, než planeta zmizí za hvězdou, a porovnává se se světlem v době, kdy je planeta již zakrytá. Malý rozdíl odpovídá světlu vyzařovanému samotnou planetou.
Pokud by TOI-561 b byla zcela holá, bez atmosféry, její povrch by podle modelů radiační rovnováhy pro planetu takto blízko své hvězdy zářil teplotou přibližně 2700 °C. JWST však detekoval mnohem nižší teplotu: asi 1800 °C. Tento rozdíl je zásadní a v tom spočívá nejkonzistentnější vysvětlení: přítomnost husté atmosféry bohaté na těkavé látky, která je schopna redistribuovat část tepla a pohltit část infračerveného záření předtím, než unikne do vesmíru.
K vysvětlení všech pozorování skutečně potřebujeme hustou atmosféru bohatou na těkavé látky,“ říká spoluautorka studie Anjali Piette. Plyny jako vodní pára by mohly absorbovat některé vlnové délky infračerveného záření předtím, než uniknou do vesmíru. Planeta by se jevila chladnější, protože teleskop by zachytil méně světla.
Co by taková atmosféra mohla obsahovat
Když vědci hovoří o atmosféře „bohaté na těkavé látky“, mají na mysli látky, které se snadno vypařují, jako je voda, oxid uhličitý, oxid uhelnatý, dusík nebo dokonce sloučeniny, které na Zemi vidíme pouze ve formě hornin, ale při teplotě 1800 °C mohou existovat jako plyn.
Na planetě s globálním oceánem magmatu je hranice mezi horninou a atmosférou neostrá. Minerály se v magmatu rozpouštějí a zároveň se některé z těchto složek vypařují a přecházejí do atmosféry. Jedná se o nepřetržitou výměnu mezi roztaveným nitrem a plynným obalem.
Dokonce se uvádí i další možnost: křemičitanové mraky, které doslova vznikají kondenzací vypařených minerálů ve velkých výškách a odrážejí světlo hvězd. Něco podobného bylo navrženo i pro jiné extrémní světy, jako je 55 Cancri e nebo některé horké Jupitery, kde by mohla vznikat „skleněná“ nebo „prachová horninová“ mračna.
V případě TOI-561 b modely naznačují, že v atmosféře může převažovat vodní pára a oxid uhličitý s přispěním dalších plynů uvolňovaných z magmatického oceánu. Vůbec se nejedná o „pozemskou“ atmosféru, ale o něco mnohem hustšího a exotičtějšího, pravděpodobně s obrovskými tlaky na povrchu.
Klíč k anomálně nízké hustotě
Tento objev také pomáhá vysvětlit další záhadu, která TOI-561 b pronásleduje od jeho objevu: jeho anomálně nízkou hustotu. Planeta má menší hustotu, než by se dalo očekávat u superzemě složené ze železa a hornin, přestože obíhá kolem hvězdy chudé na kovy.
„Co tuto planetu skutečně odlišuje, je její anomálně nízká hustota. Je méně hustá, než bychom očekávali, kdyby měla složení podobné Zemi,“ dodává Teske.
Velmi hmotná atmosféra bohatá na těkavé látky může přispívat ke snížení průměrné hustoty planety. Autoři však poukazují na něco hlubšího: samotná hornina TOI-561 b může být odlišná. Protože se planeta zformovala v oblasti galaxie s nižším obsahem železa a dalších těžkých kovů, mohla by mít relativně malé železné jádro a plášť bohatý na lehké křemičitany a těkavé sloučeniny. To znamená, že nejen atmosféra, ale celá planeta by byla „méně hustá“ než Země.
Rovnováha mezi magmatickým oceánem a atmosférou
Tento objev vyvolává klíčovou otázku: jak si může tak malá, horká a stará planeta zachovat atmosféru? Intuice nám říká, že v takové blízkosti hvězdy by se měl veškerý plyn vypařit a ztratit se ve vesmíru již před miliardami let, rozmetán intenzivním zářením a hvězdným větrem.
„Domníváme se, že existuje rovnováha mezi magmatickým oceánem a atmosférou. Když plyny opouštějí planetu a zásobují atmosféru, magma je nasává zpět do nitra planety. Tato planeta musí být na těkavé látky mnohem, mnohem bohatší než Země, aby bylo možné pozorování vysvětlit. Je to opravdu jako mokrá lávová koule,“ říká spoluautor studie Tim Lichtenberg.
Jinými slovy, magmatický oceán funguje jako obří zásobárna plynů. Některé z těchto plynů unikají do atmosféry, kde mohou být erodovány hvězdným zářením, ale roztavené nitro je neustále doplňuje. Tento „výměnný cyklus“ by mohl udržet atmosféru po miliardy let, a to i za takto extrémních podmínek.
Takové procesy byly studovány v teoretických modelech lávových planet i samotné rané Země, kdy byla naše planeta po svém vzniku ještě částečně roztavená. TOI-561 b poprvé nabízí možnost ověřit tyto představy na základě skutečných pozorování.
Proč je tento výsledek tak důležitý
Dobrá, byla tedy objevena planeta s atmosférou, ale její teplota je 1800 °C, tak proč je to důležité? Autoři pozorovali soustavu nepřetržitě 37 hodin, což odpovídá téměř čtyřem plným oběhům planety. To jim umožnilo nejen změřit teplotu denní polokoule, ale také sledovat, jak se mění jasnost systému podél oběžné dráhy, tzv. fázovou křivku.
Fázové křivky jsou mocným nástrojem: pokud planeta nemá atmosféru, maximum jasnosti nastává, když vidíme její denní stranu, a minimum, když vidíme stranu noční. Pokud existuje atmosféra přenášející teplo, může být maximum posunuto a kontrast mezi dnem a nocí se sníží. U TOI-561 b data JWST ukazují právě na takové chování, které je slučitelné s redistribucí tepla.
To vše znamená, že TOI-561 b zpochybňuje představu, že skalnaté světy velmi blízko svých hvězd si nemohou zachovat atmosféru, a zároveň poukazuje na to, že hranice mezi „skalnatou planetou s lávou“ a „skalnatou planetou s atmosférou“ je složitější, než jsme si mysleli.
Až dosud mnoho modelů předpokládalo, že malé kamenné planety vystavené extrémnímu ozáření rychle ztratí jakýkoli plynný obal a změní se na „holá jádra“. Případ planety TOI-561 b naznačuje, že pokud je planeta dostatečně bohatá na těkavé látky a má aktivní magmatický oceán, může si udržet atmosféru po miliardy let, i když se bude velmi lišit od atmosféry Země.
Přírodní laboratoř pro poznání jiných světů
Tento objev nemá přímé důsledky pro obyvatelnost – nikdo neočekává život v globálním oceánu lávy o teplotě 1800 °C – ale je zásadní pro pochopení toho, jak se obecně vyvíjejí kamenné planety.
Mnoho exoplanet, které dnes známe, jsou super-Země a mini-Neptuny, mezisvěty mezi Zemí a Neptunem, které v naší sluneční soustavě neexistují. Jednou z velkých otázek je, co rozhoduje o tom, zda planeta této velikosti skončí jako kamenný svět s řídkou atmosférou, jako je Země, nebo jako planeta obalená hustou vrstvou plynů, spíše jako miniNeptun.
TOI-561 b ukazuje, že i za extrémních podmínek může hrát rozhodující roli interakce mezi nitrem planety (magmatickým oceánem) a atmosférou. Pochopení této rovnováhy pomůže lépe interpretovat pozorování dalších exoplanet, včetně těch mírnějších, kde se na povrchu může vyskytovat kapalná voda.
TOI-561 b navíc obíhá kolem tak staré hvězdy a nabízí tak okno do vesmírné minulosti. Její studium je svým způsobem jako pohled na to, jak mohly vypadat první kamenné planety, které se zformovaly v Mléčné dráze, když těžkých prvků bylo mnohem méně.
Úloha Jamese Webba a co bude dál
Tento výsledek je také ukázkou možností vesmírného dalekohledu Jamese Webba studovat malé skalnaté planety, což bylo na hranici jeho možností. Až dosud patřila většina atmosfér detekovaných kosmickými dalekohledy plynným obrům nebo horkým Jupiterům, které jsou mnohem větší a snáze pozorovatelné.
Díky přístrojům, jako je NIRSpec a MIRI (který pozoruje ve střední infračervené oblasti), může JWST přesně měřit tepelné světlo vyzařované planetami o velikosti Země nebo o něco většími a zjišťovat otisky specifických plynů v jejich atmosférách. TOI-561 b je jedním z prvních jasných příkladů takového výzkumu, ale nebude posledním.
V příštích letech se JWST a budoucí teleskopy – například extrémně velký teleskop (ELT) v Chile nebo NASA navrhovaná observatoř Habitable Worlds Observatory – pokusí aplikovat podobné techniky na chladnější, potenciálně obyvatelné světy. Pro správnou interpretaci těchto pozorování je nezbytné nejprve porozumět extrémním případům, jako je TOI-561 b, kde je signál silnější a fyzikální procesy jsou zřetelnější.