Jak zkoumáme atmosféry exoplanet?
Atmosféru exoplanety zkoumáme podle toho, jak mění světlo hvězdy nebo jaké záření sama planeta vysílá. Spektra pomáhají určit přítomné plyny, teplotu i vliv oblaků. Výsledek vzniká porovnáním opakovaných měření s fyzikálními modely atmosféry.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · Odborný podklad · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Když světlo projde okrajem atmosféry
Při tranzitu, přechodu planety před hvězdou, zakryje planeta malou část hvězdného kotouče. Část světla zároveň projde okrajovými vrstvami její atmosféry. Plyny pohlcují různé vlnové délky různě silně.
Astronomové proto měří hloubku poklesu jasnosti v mnoha vlnových délkách. Tam, kde atmosféra více pohlcuje, se planeta jeví při tranzitu o něco větší. Tak vzniká transmisní spektrum, které nese informaci o složení a výškovém uspořádání atmosféry.
Jaké další světlo můžeme použít
Při pohybu planety za hvězdu na chvíli zmizí její vlastní záření i odražené světlo. Porovnání před zákrytem a během něj pomáhá oddělit planetární příspěvek od hvězdy. V infračerveném oboru tak zkoumáme zejména teplotu a spektrum osvětlené strany.
Sledování změn světla během celého oběhu přináší údaje o rozdílech mezi denní a noční stranou. U některých vzdálenějších planet lze světlo oddělit přímo vhodnou optikou. Jednotlivé metody si vybíráme podle velikosti planety, dráhy a vlastností hvězdy.
Jak molekuly poznáme ve spektru
Voda, oxid uhličitý, oxid uhelnatý či metan vytvářejí charakteristické soubory spektrálních pásů. Model propojuje tyto stopy s teplotou, tlakem a množstvím plynu. Základ pohlcování světla vysvětluje téma o spektrálních čarách.
Silnější pás může souviset s větším množstvím molekul, ale také s teplotou nebo podmínkami v různých výškách. Proto se porovnává více částí spektra současně. Výsledek bývá rozmezím možných složení a teplot, které nejlépe vysvětlují data.
Vlastní schéma porovnání poloh spektrálních stop smyšlených vzorků A a B s jejich kombinací. Nejde o skutečné prvky, reálné spektrum ani vyjádření množství jednotlivých látek.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Co ukázal Webb u WASP-39 b
U horkého plynného obra WASP-39 b získal Webb výraznou stopu oxidu uhličitého v okolí vlnové délky 4,3 mikrometru. Měření zveřejněné v roce 2022 ukázalo, jak podrobnou informaci může dát světlo při tranzitu.
Tato planeta je výrazně větší než Země a má rozměrnou horkou atmosféru. Zkoumání menších kamenných světů vyžaduje zachytit podstatně slabší změny. Podrobnosti o přístrojích a tomto příkladu doplňuje téma o Webbově dalekohledu.
Proč pomáhá opakování a více přístrojů
Oblaky a zákaly mohou část spektrálních stop zakrýt. Skvrny na hvězdě či změny přístroje zase mohou ovlivnit naměřené světlo. Vědci proto sledují aktivitu hvězdy, kontrolují kalibraci a porovnávají opakované tranzity.
Různé vlnové délky a metody dohromady pomáhají odlišit atmosférické scénáře. Při hledání možných známek života se k chemickému složení přidává znalost hvězdy, teplotních podmínek a geologických zdrojů plynů. Tento širší kontext rozvíjí téma o obyvatelné zóně a obyvatelnosti.
Zdroje a další čtení
Proč je to zajímavé právě pro vás?
Světlo dovoluje zkoumat chemii planety, kterou nerozlišíme jako podrobný kotouček. Kombinace spekter a opakovaných pozorování postupně zpřesňuje představu o jejím prostředí.
Našli jste chybu nebo nepřesnost? Napište redakci. (redakce@kosmonovinky.cz)