Jak velká může být planeta, než přestane být planetou? Nové poznatky ze soustavy HR 8799 naznačují, že i obři desetkrát hmotnější než Jupiter mohou vzniknout stejným způsobem jako on – a mění tím naše chápání vesmírných světů.
Země má průměr asi 12 742 km. Kdybychom ji postavili vedle Jupiteru, největší planety sluneční soustavy, vypadala by jako kulička před plážovým míčem. Jupiter by svým objemem mohl spolknout více než 1 300 Zemí a jeho hmotnost je přibližně 318krát větší. A přesto je i on skromný, když se začneme dívat za naše vesmírné obzory, k tisícům světů objevených kolem jiných hvězd.
V našem galaktickém sousedství dominují svou velikostí a hmotností plynní obři (Jupiter, Saturn, Uran a Neptun). Nemají pevný povrch, na kterém by se dalo přistát: jsou to obrovské koule složené převážně z vodíku a helia, s hustými jádry uvnitř. Zhruba řečeno, jsou jako kolosální koule stlačeného plynu se stále horčejšími a hustšími vnitřními vrstvami. Po desetiletí se zdálo, že představují přirozený strop toho, co může být planeta, alespoň co se týče viditelné velikosti. Katalog exoplanet však tuto intuici zpochybnil.
Od poloviny 90. let, kdy byla potvrzena první planeta kolem hvězdy podobné Slunci, počet objevených exoplanet neustále roste. Dnes jich známe více než pět tisíc a mnohé z nich jsou plynní obři o hmotnosti několikanásobně větší než Jupiter. Některé z nich jsou tak hmotné, že hraničí s hnědými trpaslíky, tedy těmi přechodnými objekty mezi planetou a hvězdou, u nichž se nedaří zahájit trvalou fúzi vodíku. Otázkou už není jen to, jak velké mohou být, ale jak vznikly a v jakém okamžiku jim přestaneme říkat „planety“.
Aby to bylo ještě komplikovanější, fyzikální velikost (poloměr) a hmotnost nerostou ruku v ruce. Pokud plynnému obrovi, jako je Jupiter, neustále přidáváme hmotu, jeho poloměr se sotva zvětší. Ve skutečnosti se nad určitou hranicí může přidáním další hmoty dokonce trochu zmenšit, protože dodatečná gravitace stlačuje plyn. Mnoho z nejhmotnějších známých obrů má poloměry podobné Jupiteru, přestože uvnitř obsahují desetkrát či dvacetkrát více hmoty. Jsou to v jistém smyslu „hyperstlačené“ plynné koule.
Opačným extrémem jsou takzvaní „horké Jupitery“: planety o velikosti Jupiteru, které však obíhají tak blízko své hvězdy, že jejich atmosféra teplem bobtná. Některé z nich mají poloměry o 30, 50 nebo dokonce 80 % větší než Jupiter, ačkoli nejsou o mnoho hmotnější. Jsou to „nafouknutí“ obři, méně hustí, téměř jako plynové houby zahřívané zvenčí. To vše znamená, že mluvit o tom, „jak velká“ může být planeta, není tak jednoduché, jako se dívat pouze na průměr.
V této krajině extrémních světů se hvězdný systém HR 8799, který se nachází asi 133 světelných let daleko v souhvězdí Pegase, stal jednou z nejzajímavějších přírodních laboratoří. Obíhají kolem ní čtyři plynní obři s hmotnostmi pětkrát až desetkrát většími než Jupiter, kteří se nacházejí v obrovských vzdálenostech od své hvězdy – mezi 15 a 70násobkem vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem. Tato soustava je v jistém smyslu zesílenou verzí naší vlastní vnější sluneční soustavy, s něčím jako „super-Jupiter“ a „super-Saturn“ na velmi širokých oběžných drahách.
HR 8799 je výjimečná ještě z jednoho důvodu: byla to první vícenásobná planetární soustava, kterou se podařilo přímo zobrazit. Místo toho, aby je astronomové detekovali podle jejich vlivu na světlo hvězd, podařilo se jim spatřit slabé infračervené světlo samotných planet jako drobných teček, které se pomalu pohybují kolem svého slunce. Tato schopnost „vidět“ je umožnila studovat jejich atmosféry v dříve nemyslitelných detailech.
Takové vzdálenosti a hmotnosti však představovaly problém. Klasické modely vzniku planet, takzvaný model akrece jádra, předpokládají, že nejprve vznikne pevné jádro z hornin a ledu, které pak naroste na dostatečnou hmotnost, aby přitahovalo okolní plyn. Takto by se měly zformovat Jupiter a Saturn. Ale v oblastech tak vzdálených od hvězdy, kde je materiál více rozptýlený a čas je omezený, se zdálo obtížné, aby takový proces mohl vytvořit tak obrovské planety dříve, než plynný disk zmizí. Kosmické hodiny jsou proti: plynné disky kolem mladých hvězd se obvykle rozplynou během několika milionů let.
Alternativou byla jiná, rychlejší a násilnější cesta: gravitační nestabilita, při níž se části plynného disku přímo hroutí a vytvářejí masivní objekty, téměř jako malé zkrachovalé hvězdy. V tomto scénáři planeta neroste zrnko po zrnku, ale oblast disku se stane tak hustou, že se rozpadne na fragmenty, které se zhroutí pod vlastní gravitací. Pokud by tomu tak bylo, hranice mezi planetou a hnědým trpaslíkem by se ještě více rozostřila, protože mechanismus vzniku by byl velmi podobný mechanismu vzniku hvězd, jen s menší hmotností.
HR 8799 byla po léta teoretickým bojištěm mezi těmito dvěma představami: pevná jádra, která pak pohlcují plyn, nebo přímý kolaps disku? Odpověď není zanedbatelným detailem. Záleží na tom, jak chápeme horní hranici toho, co může být planeta. Pokud vzdálení obři vznikají gravitační nestabilitou, svým původem by se podobali spíše hnědým trpaslíkům. Pokud tak činí akrecí jádra, jednalo by se o extrémní verzi stejného procesu, který dal vzniknout Jupiteru.
Nová studie publikovaná v časopise Nature Astronomy, kterou vedli vědci z Kalifornské univerzity v San Diegu, přidala díky vesmírnému dalekohledu Jamese Webba klíčový dílek do této skládačky. Pomocí spektroskopie (podrobná analýza světla, která umožňuje odhalit chemické složení atmosfér) tým prozkoumal tři vnitřní planety HR 8799 s nebývalou přesností. JWST, který je citlivý především na infračervené záření, dokáže detekovat teplo vyzařované těmito mladými světy a oddělit jejich světlo od světla hvězdy s takovou jemností, jaké žádný předchozí dalekohled nedosáhl.
Až donedávna se astronomové zaměřovali především na „těkavé“ molekuly, jako je voda nebo oxid uhelnatý. Tyto látky však ne vždy umožňují jednoznačnou rekonstrukci původu planety, protože se mohou tvořit a přerozdělovat v různých fázích její historie. Při této příležitosti autoři pod vedením Jeana-Baptista Ruffia hledali žáruvzdorné prvky, jako je síra, které se do planet dostávají pouze prostřednictvím pevného materiálu: prachových zrn, hornin a ledu, které se shlukují v protoplanetárním disku. Detekce síry v atmosféře je vodítkem, že planeta vznikla z pevného jádra, které následně akreovalo plyn a neslo s sebou část tohoto pevného materiálu.
A přesně to se podařilo zjistit. JWST dokázal u těchto vzdálených obrů identifikovat sirovodík a další vzácné molekuly. Přítomnost síry a dalších těžkých prvků v podobném nebo vyšším poměru než u hvězdy naznačuje, že navzdory jejich obrovské velikosti, až desetkrát větší než hmotnost Jupiteru, by tyto světy vznikly akrecí jádra, podobně jako obři v naší sluneční soustavě. Tento nečekaný výsledek nás nutí revidovat klasické modely a rozšiřuje škálu podmínek, za kterých se mohou zrodit planety „podobné Jupiteru“, a to i ve velké vzdálenosti od své hvězdy a s hmotnostmi, o nichž se dříve předpokládalo, že jsou téměř výlučně vlastní hnědým trpaslíkům.
HR 8799 je také mladá soustava, sotva 30 milionů let stará ve srovnání s našimi 4,6 miliardami let. Její planety stále ještě září zbytkovým teplem z doby svého vzniku, takže je lze díky této viditelnosti snadno studovat. I tak se však jednalo o extrémní úkol: jsou asi 10 000krát slabší než jejich hvězda a spektroskop JWST nebyl původně navržen pro tak náročná pozorování. K získání jejich signálu bylo nutné vyvinout nové analytické techniky, které kombinovaly metody zpracování obrazu a pokročilé modelování atmosféry.
Tento objev znovu otevírá velkou otázku: Jak velká může být planeta a přitom zůstat planetou? Patnáctinásobek hmotnosti Jupiteru? Třicetinásobek? Kde končí vznik planety a začíná vznik hnědého trpaslíka? V praxi astronomové používají několik kritérií, z nichž žádné není dokonalé.
Jedním z nejčastěji používaných je hranice pro fúzi deuteria, „těžké“ formy vodíku. Při překročení hmotnosti přibližně 13násobku hmotnosti Jupiteru může vnitřek objektu dosáhnout teplot a tlaků dostatečných k tomu, aby se deuterium po určitou dobu slučovalo. Při této reakci se uvolňuje další energie a objekt se v některých ohledech chová spíše jako velmi slabá hvězda než jako planeta. Z tohoto důvodu je v mnoha definicích stanovena horní hranice hmotnosti planety na přibližně 13 hmotností Jupiteru.
Toto kritérium je však diferencované. Přesné množství hmoty potřebné k fúzi deuteria závisí na složení objektu (např. kolik těžkých prvků obsahuje). Kromě toho je fúze deuteria krátká a není tak rozhodující jako fúze běžného vodíku ve hvězdách. Existují objekty těsně pod nebo nad touto hranicí, jejichž historie vzniku se podobá spíše historii vzniku planety než hvězdy. A právě zde definice založená pouze na hmotnosti selhává.
Dalším způsobem, jak stanovit hranici, je podívat se na původ. Pokud objekt vznikne v disku plynu a prachu kolem hvězdy z pevného jádra, které pak akretuje plyn, nazýváme jej planetou. Pokud naopak vznikne přímým zhroucením plynného mračna jako miniaturní hvězda, klasifikujeme jej jako hnědého trpaslíka, i když jeho hmotnost je podobná hmotnosti obří planety. V astronomii záleží na biografii stejně jako na měřítku. Dva objekty mohou mít podobnou hmotnost, a přesto mohou patřit do různých „rodin“ kvůli tomu, jak se zrodily.
V praxi se tato nejednoznačnost odráží v katalozích exoplanet a hnědých trpaslíků. Některé týmy přijímají hranici 13 hmotností Jupiteru, jiné 25; jiné raději nestanovují pevné číslo a hovoří o „subhvězdných průvodcích“, když není jasné, zda jde o planetu nebo hnědého trpaslíka. Samotný termín „superjupiter“ se někdy používá pro objekty, které by podle striktní definice již nebyly planetami, ale něčím na hvězdném okraji.
Mezitím vesmírný dalekohled Jamese Webba pokračuje v pozorování dalších soustav a rozšiřuje repertoár známých světů. Nejen HR 8799: nedávná pozorování odhalila složité atmosféry horkých plynných obrů s oblaky křemičitanů, metanu, oxidu uhličitého a se stopami těžkých kovů. Čím lépe známe chemické složení těchto planet, tím více informací získáme o tom, jak a kde vznikly a kolik hmoty mohou nashromáždit, než překročí hranici hnědého trpaslíka.
Kdyby měla Země průměr jeden centimetr, Jupiter by měl asi jedenáct centimetrů. Největší známí plynní obři by byli sotva dvakrát tak velcí: možná dvacet centimetrů. Nejsou obrovské zvenku, ale uvnitř. Některé z nich mají v podobném objemu desetkrát, patnáctkrát nebo dokonce dvacetkrát větší hmotnost než Jupiter. Spíše než aby se zvětšovaly, stlačují se, až se plyn uvnitř chová exotickým způsobem, s elektrony tak těsně nabalenými na sebe, že se hmota stává téměř nestlačitelnou. V takovém režimu už přidávání další hmoty příliš nezvětšuje poloměr: zvyšuje pouze hustotu.
V tomto okamžiku přestává být otázkou, jak moc rostou, a stává se otázkou, co je skutečně odlišuje od neúspěšné hvězdy. Na horním konci se obří planeta stále více podobá hnědému trpaslíkovi; na dolním konci může masivní kamenný svět připomínat malého ledového obra. Příroda nekreslí ostré hranice, to my se je snažíme nakreslit, abychom lépe pochopili kontinuum objektů, které obývají galaxii.
Prozatím pozorování naznačují, že planety mohou dosáhnout nanejvýš několik desítek hmotností Jupiteru, než plně vstoupí na území hnědých trpaslíků. Toto „maximum“ však nepředstavuje pevnou zeď, ale rozmazanou zónu, kde záleží jak na hmotnosti, tak na historii vzniku. A s každou novou soustavou, jako je HR 8799, kterou podrobně studujeme, se tato hranice stává o něco méně záhadnou a zároveň bohatší na nuance.