Systémy v raných stádiích formace zažívají největší počet dopadů díky přítomnosti obrovského počtu embryí na nestabilních drahách. Budeme schopni tyto procesy zvážit a odhalit minulost Země?
V konečných stádiích formování planety naráží mladá planetární embrya do jiných protoplanet, což způsobuje, že jejich povrchy a pláště se intenzivně tají. Jedna taková kolize mezi budoucí Zemí a Theií, která ji zasáhla, vytvořila systém Země-Měsíc a vedla ke vzniku magmatického oceánu: směs roztavených křemičitanů a těkavých látek, které se rozprostírají přes plášť. Oceány magmatu daly půdu pro raný povrch a atmosféru, na které se životní podmínky nakonec vyvinuly.
Kolize novorozené Země a Theie (objekt velikosti Mars), který způsobil vytvoření Měsíce.
Bohužel pro geofyziky, ale naštěstí pro život obecně, několik miliard let deskových tektonik na Zemi zničilo jasné známky magmatického oceánu, takže vědci jen stěží pochopili, jak se tento horký a roztavený svět proměnil v obyvatelnou planetu. Předpokládá se však, že obecné principy tvorby skalních planet jsou podobné v systémech jiných hvězd, a proto nejsilnější dopady nejsou vzácné na planetách, které se v současné době formují na oběžné dráze mladých hvězd.
To umožňuje zachytit snímek dosvitu z obřího dopadu v exoplanetárních systémech. Přímá detekce roztaveného protoplanetu bude klíčem k raným stádiím planetární evoluce.
Lov na roztavené světy
Mladé protoplanety jsou velmi horké a jasné, protože jejich povrchová teplota může dosáhnout 3 000 ° C. Dalo by se tedy myslet, že jsou snadno vidět na noční obloze, ale bohužel to není úplně pravda. Ve skutečnosti, jak roztavený plášť tuhne, rozpuštěné těkavé látky, jako je voda a oxid uhličitý, se postupně uvolňují do atmosféry. Při nepřítomnosti silných hvězdných větrů nebo vysokých úrovní ultrafialového záření od hvězdy atmosféra planety zhoustne, čímž zakryje povrch. Přitom bude fungovat jako přikrývka a prodlužuje dobu chlazení magmatického oceánu.
Propagační video:
Umělecké znázornění exoplanety pokryté magickými oceány.
Zatímco existence magmatických oceánů byla navržena teoretickými modely planetární formace, globální roztavení těl v důsledku kolizí mezi protoplanetami nebylo dosud pozorováno. Protože se očekává, že se počet takových dopadů v průběhu času bude postupně snižovat, nabízejí mladé planetární systémy nejlepší šance pro detekci takových objektů.
Aby však bylo vidět, musí tato roztavená tělesa splňovat dvě podmínky. Zaprvé, nebýt příliš blízko své hvězdy, jinak dalekohled nebude schopen oddělit roztavený protoplanet od svého jasného hostitele. Za druhé musí do atmosféry pronikat dostatečné množství záření z magmatického oceánu.
Pokud jde o vyzařované záření, roztavené protoplanety jsou atraktivním cílem pro přímé zobrazování, protože jsou mnohem jasnější než starší planety, jako je Země. Pokud tedy chceme začít sbírat okamžité fotografie mimozemských planet podobných Zemi, pak je roztavené protoplanety dobrým místem pro začátek!
Jaké jsou šance na odhalení dosvitu?
Bohužel i při nejmodernějších zobrazovacích nástrojích zůstává přímá detekce roztavených planet mimo dosah. Do roku 2020 se však objeví éra kolosálních pozemních dalekohledů: extrémně velký dalekohled ESO (ELT) v Chile, obrovský dalekohled (GMT) v Chile a třicetimetrový dalekohled (TMT) na Havaji. Kromě nových pozemních observatoří se uvažuje o koncepcích budoucích kosmických misí pro přímé zobrazování skalnatých planet v obývatelných zónách slunečních hvězd, zejména interferometru LIFE (Velký interferometr pro Exoplanety), který slibuje bezprecedentní přesnost při charakterizaci extrasolárních planet.
Umělecké zobrazení extrémně velkého dalekohledu ESO.
Pravděpodobnost vidění roztavené planety závisí na dvou hlavních faktorech: kumulativní počet obřích dopadů, které zažívají objekty v planetárním systému, a časový interval, během kterého je roztavené tělo dostatečně horké, aby bylo detekováno.
Abyste určili pravděpodobnost pozorování roztavených protoplanet, musíte nejprve simulovat planetární formaci pravděpodobnosti obrovských dopadů. Počítačové simulace sledují vývoj oběžné dráhy a růst planetárních embryí, když se během srážky spojují do plnohodnotných planet.
Systémy v raných stádiích formace zažívají největší počet dopadů díky přítomnosti obrovského počtu embryí na nestabilních drahách. Jak již bylo řečeno, ti obíhající červení trpaslíci, nejběžnější hvězdy na Mléčné dráze, budou zasaženi téměř dvakrát tolikrát, než u protějšků našeho Slunce. To je velmi slibné, pokud jde o pravděpodobnost výskytu magmatických oceánů, ale je zde námitka: protoplanety v takových systémech budou umístěny na blízkých oběžných drahách, a proto nemohou být odděleny od záření hvězdy. Kromě toho budou srážky méně energetické, a proto budou těla tupá. Potenciální pozorovatelnost se tak stává funkcí věku hvězdy, počtu dopadů a energie srážky.
Vzhledem k četnosti výskytu magmatických oceánů vědci vypočítali vývoj a období existence magmatických oceánů, aby určili změny povrchové teploty v závislosti na velikosti planety a tloušťce její atmosféry, což je vyjádřeno v tzv. Emisivitě: čím nižší je, tím více je atmosféra izolována.
Umělecké znázornění mladé exoplanety, která je neustále bombardována embryi na nestabilních drahách.
Velké protoplanety s hustou atmosférou podporují ocelové magma déle, ale budou také vykazovat nižší záření a budou pravděpodobně pod úrovní citlivosti dalekohledů. Je důležité si uvědomit, že pravděpodobné složení exoprotoplanet se může výrazně lišit od raných planet sluneční soustavy. Emisivita tedy závisí na dalším parametru: na různých složeních a hmotách exoplanetárních atmosfér.
Nejlepší místo, kde začít hledat roztavené planety s ELT nebo LIFE, je přirozeně určeno blízkostí sluneční soustavy. Nejslibnějšími cíli jsou mladé, blízké a masivní hvězdné skupiny. Představte si, že vědci již mají „vhodný“dalekohled a musí si prohlédnout všechny jednotlivé hvězdy ve sdružení. Objeví se roztavený protoplanet? Ani ano, ani ne. Odpověď je statistická pravděpodobnost, v závislosti na řadě fyzikálních parametrů.
Panoramatický snímek asociace Carina OB1, která obsahuje několik skupin mladých hvězd, jako je klastr Trumpler 14, který je domovem přibližně 2 000 hvězd. Systémy, které jsou nám nejblíže, jako je tento, jsou hlavními cíli pro detekci kolizí protoplanet.
Například asociace β Pictoris (Beta Pictoris), která se nachází 63 světelných let od Slunce, zahrnuje 31 hvězd s průměrným věkem 23 milionů let. Pravděpodobnost detekce alespoň jedné planety s oceánem magmatu mezi jejich planetárními systémy bude zanedbatelná s necitlivým filtrem, ale může dosáhnout 80% pro pozorování pomocí LIFE na 5,6 mikrometrů nebo s ELT na 2,2 mikrometrů.
Co tato čísla znamenají a co dělat dál?
Zůstává řada otázek. Například stále není jasné, zda se planety rodí kolem všech hvězd a jaké typy planet by se měly očekávat v závislosti na třídě hvězdy.
Dřívější studie, které diskutovaly o možné pozorovatelnosti roztavených planet, přemýšlely, zda by bylo možné zaznamenat dosvit obrovského dopadu, podobný tomu, který vytvořil Měsíc, v podmínkách proto-Země. Průzkum exoplanet v posledních desetiletích nicméně ukázal, že mnoho z jejich charakteristik (složení, hmotnost, poloměr, oběžné dráhy a další) se výrazně liší od všeho, co bylo učiněno v důsledku studia sluneční soustavy. Vědci proto očekávají obrovské rozdíly mezi kompozičními vlastnostmi mladých protoplanet a jejich atmosférou, to znamená, že otázka potenciální pozorovatelnosti formující se proto-Země je zajímavá, ale není důležitá kvůli zanedbatelné pravděpodobnosti přítomnosti takových protoplanet v předvídatelné blízkosti Slunce.
Tisíce hvězdných systémů žijících v Mléčné dráze.
Abychom se v několika příštích letech dostali blíže k odhalení roztaveného protoplanetu, je třeba se zabývat několika klíčovými otázkami: jaké jsou typické změny v atmosféře skalnatých planet, jak jsou těkavé látky distribuovány mezi plášť a atmosféru?
Pozorovací kampaně umožní vědcům zlepšit porozumění atmosférickým vlastnostem a složení složení. Kromě toho bude nutné lépe omezit charakteristiky jednotlivých členských hvězd nejslibnějších asociací: β Pictoris, Columba, TW Hydrae a Tucana-Horologium. To vyžaduje společné úsilí teoretiků a pozorovatelů, astronomů, geofyziků a geochemistů.
Nakonec, někdy v ne příliš vzdálené budoucnosti, můžeme vidět záblesk zářícího mladého světa, který nemusí být tak odlišný od našeho domova ve vesmíru.
Arina Vasilieva