Novembra 2021 je Vesoljski teleskop James Webb (JWST) bo opravil dolgo pričakovano potovanje v vesolje. Ta observatorij naslednje generacije bo opazoval kozmos s svojim naprednim infrardečim paketom in razkril številne stvari, ki jih še nikoli niste videli. Do leta 2024 se ji bo pridružil Rimski vesoljski teleskop Nancy Grace (RST), naslednika Hubblove misije, ki bo imela 100-kratno Hubblovo vidno polje in hitrejši čas opazovanja.
Ti instrumenti bodo veliko prispevali k številnim raziskovalnim področjem, med katerimi je tudi odkrivanje in karakterizacija ekstrasolarni planeti . Toda tudi s svojo napredno optiko in zmožnostmi te misije ne bodo mogle podrobno preučiti površin eksoplanetov. Vendar pa ekipa UC Santa Cruz (UCSC) in Inštitut za vesoljske znanosti (SSI) so razvili naslednjo najboljšo stvar: orodje za odkrivanje površine eksoplaneta, ne da bi jo neposredno videli.
Članek, ki opisuje njihovo raziskavo z naslovom » Kako identificirati površine eksoplanetov z uporabo atmosferskih sledov v atmosferah, v katerih prevladuje vodik ,« se je pred kratkim pojavilo vThe Astrophysical Journal. Kot so navedli, je ekipa poskušala razviti načine za preučevanje površin eksoplanetov na podlagi njihove atmosferske sestave. To je potrebno, saj noben od prihajajočih vesoljskih teleskopov nima zmogljivosti za posredno preučevanje površinskih značilnosti eksoplaneta.
Vendar bodo ti isti teleskopi odlično orodje za določanje sestave atmosfere eksoplanetov. OnkrajJames WebbinRimski vesoljski teleskopi, bo v prihodnjih letih začelo delovati več zemeljskih opazovalnic naslednje generacije, ki bodo imele podobne zmogljivosti. Ti vključujejo Izjemno velik teleskop (ELT), Velikanski Magellanov teleskop (GMT) in Tridesetmetrski teleskop (TMT).
S kombinacijo visoke občutljivosti, koronografov in prilagodljive optike bodo te opazovalnice lahko izvajale Neposredno slikanje študije eksoplanetov, kjer bomo preučevali svetlobo, ki se odbija neposredno iz atmosfere eksoplaneta, da bi določili sestavo atmosfere. To bo astronomom in astrobiologom pomagalo postaviti strožje omejitve glede tega, kateri eksoplaneti so 'potencialno bivalni' in kateri ne.
Vendar pa pogoji, za katere menimo, da so predpogoji za življenje, vključujejo tudi geološke procese, kot so vulkanska aktivnost in tektonika plošč, ki jih je mogoče razbrati iz povezanih površinskih značilnosti. Čeprav jih v bližnji prihodnosti morda ne bomo mogli zaznati, Xinting Yu (podoktorska sodelavka iz znanosti o Zemlji in planetarnih znanostih na UCSC) in njeni kolegi so predlagali nov način za določanje površinskih značilnosti na podlagi številčnosti atmosferskih plinov.
Kot je dr. Yu pojasnil za Universe Today po e-pošti, sta navdih za to metodo prišla iz dveh teles v našem sončnem sistemu – Jupitra in Titana (Saturnova največja luna). Obe telesi imata gosto plinasto atmosfero z dvema kemičnima vrstama - amoniakom (NH3) in metan (CH4) – ki igrajo pomembno vlogo v atmosferskih procesih. Yu je rekel:
»Titan ima hladno in plitvo površino, kjer skoraj ni (ali naj ne bi bilo) amoniaka in metana, medtem ko ima Jupitrovo ozračje veliko amoniaka in metana. Zakaj se to dogaja? V zgornji atmosferi Jupitra in Titana UV fotoni nenehno uničujejo amoniak in metan, pri čemer tvorijo dušik (za amoniak) in bolj zapletene ogljikovodike (za metan). Na Titanu se dušik in kompleksni ogljikovodiki, ki so tvorjeni s fotokemijo, še naprej tvorijo in kopičijo.
Cassinijeva slika največje Saturnove lune Titan. Zasluge: NASA/JPL-Caltech/Inštitut za vesoljske znanosti
Skratka, metan in amoniak se uničita v Titanovi atmosferi in nato porabita za tvorbo dušika in ogljikovodikov. To je privedlo do tega, da je dušik postal prevladujoči plin v Titanovi atmosferi (98 % prostornine) in veliko odlaganje ogljikovodikov na njegovi površini, kar je vodilo v nastanek okolja, bogatega z organskimi snovmi. Zaradi izjemnega mraza Titanove površine je ta proces pretvorbe nepovraten.
Po drugi strani pa ima Jupiter v svoji gosti atmosferi tudi amoniak in metan, vendar nima površine, o kateri bi lahko govorili. Kot je pojasnil Yu, to ima za posledico precej drugačen proces, kjer so vključene kemične vrste:
»Ker na Jupitru ni površine, se atmosfera razteza vse do tisoče površinskih tlakov Zemlje in tisoče kelvinov. Dušik in kompleksni ogljikovodiki v zgornji atmosferi, ki nastane s fotokemijo, se lahko prenašajo v ta globok, vroč del atmosfere. Tam bi lahko združili vodik za reformo metana in amoniaka. Reformirani metan in amoniak se nato 'reciklirata' nazaj v zgornjo atmosfero. Ta cikel še naprej obnavlja uničeni metan in amoniak.
Druga ključna točka, ki sta jo obravnavala Yu in njena ekipa, je povezana s trenutnim popisom eksoplanetov. Do danes je bila večina odkritih eksoplanetov mini-Neptunov – to je planetov, ki so manj masivni od Neptuna, vendar imajo gosto atmosfero, v kateri prevladujeta vodik in helij. Pravzaprav od 4.401 potrjenih eksoplanetov do danes jih je bilo 1488 identificiranih kot 'podobnih Neptunu', z maso od 9-krat večjo od Zemljine do nekoliko manjše od Jupitra.
Jupitrovo ozračje, kot ga prikazuje misija Juno (barva Kevin M. Gill). Zasluge: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill
Zaradi njihovih plinastih ovojnic in vključenih razdalj je nemogoče ugotoviti, ali so ti planeti prišli na površje in kje se nahajajo. Zaradi njihove statistične pomembnosti sta se Yu in njena ekipa odločila, da bosta uporabila enega posebej za testiranje svojega novega pristopa. To je bil K2-18b, mini-Neptun s približno 8-kratno maso Zemlje, ki kroži znotraj bivalnega območja (HZ) rdeče pritlikave zvezde (K2-18), ki se nahaja 124 svetlobnih let od Zemlje.
K2-18b, ki ga je prvotno zaznal vesoljski teleskop Kepler leta 2015, je prvi eksoplanet HZ, za katerega je bilo ugotovljeno, da ima v ozračju znatne količine vodne pare. Yu in njena ekipa sta s fotokemičnim modelom simulirali, kako bi prisotnost površine na tem eksoplanetu vplivala na atmosfersko evolucijo K2-18b. Upoštevali so tudi različne ravni atmosferskega tlaka in temperature, dejavnike, ki so povezani z nadmorsko višino.
'Sprašujemo se, ali lahko uporabimo obilico vrst, kot sta amoniak in metan, da ugotovimo, ali ima eksoplanet površino ali ne,' je dejal Yu. 'Hladna in plitva površina bi zmanjšala vse 'reciklirne' reakcije, ki zahtevajo visoke temperature in tlake v globokih planetarnih atmosferah za reformo metana in amoniaka. Tako pričakujemo, da bomo na eksoplanetu s hladno in plitvo površino videli malo metana in amoniaka, na eksoplanetu brez površine ali globoko in vročo površino pa veliko metana in amoniaka.
Ugotovili so, da sta bila amoniak in metan, kot je bilo predvideno, občutljiva tako na prisotnost kot na višino površine. To je skladno s tem, kar so opazili pri eksoplanetih, ki imajo hladne in plitve površine, kjer se kemične vrste, kot so voda, vodikov cianid in težji ogljikovodiki, razgradijo zaradi izpostavljenosti UV žarkom. Medtem se ohranijo vrste, kot sta ogljikov monoksid in ogljikov dioksid (ki sta manj nagnjeni k UV uničenju).
Umetnikov vtis planeta super-zemlje, ki kroži okoli zvezde, podobne soncu. Zasluge: ESO/M. Kornmesser
Kar pa je bilo nepričakovano, je bil način, da so različne kemikalije na različne načine občutljive na različne višine. Kot pravi Yu, je to posledica dejstva, da imajo vrste ogljika in dušika 'sladko mesto', kjer jih je mogoče v celoti reciklirati. Medtem ko sta amoniak in vodikov cianid (HCN) občutljiva na atmosfere z gostoto 100 barov na površini (100-krat večjo od Zemlje, podobno kot Venera), so metan, ogljikov monoksid in ogljikov dioksid občutljivi na tlake pod 10 barov na površini (desetkrat več kot na Zemlji).
Te ugotovitve predstavljajo številne posledice za preučevanje eksoplanetov, med katerimi je predvsem dejstvo, da so planetarne površine pomembne. Yu je rekel:
'Prej so znanstveniki napovedovali atmosferske sestave eksoplanetov z uporabo termokemičnih ravnotežnih modelov. Sestavo atmosfere določata izključno tlak in temperatura ozračja. Toda naša študija kaže, da tudi če sta tlak in temperatura enaka, lahko dodajanje površine drastično spremeni sestavo atmosfere eksoplaneta!
Druga posledica te študije je, da se astronomi lahko naučijo o površinah eksoplanetov na podlagi njihove atmosferske sestave. 'Na primer, ko opazovalci vidijo osiromašene količine amoniaka in HCN, lahko rečemo, da ima ta eksoplanet površino manj kot 100 barov,' je dodal Yu. »Potem, če vidimo tudi osiromašene količine metana, ogljikovodikov in povečano količino ogljikovega monoksida, to kaže na površino, manjšo od 10 barov. To je precej obetavno za identifikacijo bivalnih eksoplanetov!'
Poleg karakterizacije mini-Neptunov ima ta raziskava tudi posledice za vse druge vrste eksoplanetov – vključno s kamnitimi, »zemeljskima« podobnimi. Pravzaprav, dokler ima zadevni planet atmosfero in je izpostavljen UV sevanju v zgornji atmosferi, velikost eksoplaneta ni pomembna. V vseh primerih bodo astronomi opazili enake razlike v kemičnih količinah, odvisno od tega, ali obstaja površina ali ne.
Umetnikov vtis skalnatega eksoplaneta GJ 1132 b v velikosti Zemlje, ki se nahaja 41 svetlobnih let okoli zvezde rdeče pritlikave. Zasluge: NASA, ESA in R. Hurt (IPAC/Caltech)
Kot pravi Yu, so manjši hladnejši eksoplaneti bolj obetavni cilji testiranja za to metodo, saj je večja verjetnost, da imajo plitve in hladne površine. Vendar pa je tudi pri manjših planetih večja verjetnost, da bodo imeli notranje ali površinske procese, ki bodo vplivali na številčnost določenih kemikalij v njihovi atmosferi – kot so vulkanska aktivnost in tektonika plošč. Manjši kot so, pomembnejši so lahko ti procesi.
Te in druge skrbi so stvari, ki se jih Yu in njena ekipa veselita podrobneje preučiti v prihodnosti, da bi ugotovili robustnost svojih rezultatov in kako bi nanjo lahko vplivale različne motnje s površine/notranjosti eksoplanetov. Njihova prizadevanja in prizadevanja astrobiologov na splošno bodo imela veliko koristi od zagona JWST, ki naj bi bil trenutno nekje novembra 2021. Yu je rekel:
'Naša študija opozarja na razburljiv znanstveni vidik za JWST. Dobro je imeti samo podatke o karakterizaciji atmosfere. Brez neposrednih opazovanj površine lahko še vedno ugotovimo, ali ima eksoplanet površino in celo približno, kje se površina nahaja. Vedeti, ali ima eksoplanet površino, je nedvomno pomembno tudi za astrobiologijo. Za vzdrževanje kompleksnih življenjskih oblik je verjetno potrebna tekoča ali trdna površina. Tako bi bil obstoj površine bistvena stvar, ki jo je treba iskati pri ocenjevanju bivalnosti eksoplaneta.
Sposobnost neposrednega preučevanja eksoplanetov v kombinaciji s sposobnostjo omejevanja njihovih površinskih pogojev bo znatno napredovala pri študiju astrobiologije. Tudi polje bo koristilo inovativne metode ki bi lahko znanstvenikom omogočila iskanje življenja (aka. biosignature) na podlagi različnih stopenj entropije v okolju ali različnih stopenj kompleksnosti z organskimi delci. Postopoma zožujemo fokus in zaostrimo omejitve!
Če se tam zunaj najde življenje, ga prej ali slej najdemo!
Nadaljnje branje: The Astrophysical Journal