Watery Skies of “Warm Neptun” Tip na formaci Planet

Astronomové objevili vodu na obloze „teplé Neptun“ HAT-P-26b, vodítko k většímu tajemství, jak se tyto planety formovaly.

Umělecké pojetí HAT-P-26b, teplého Neptunu vzdáleného 425 světelných let daleko, nedávno pozorované vesmírnými dalekohledy Hubble a Spitzer.
NASA / GSFC

Mezi první planety objevené mimo naši sluneční soustavu byly ty, které se zdály nemožné. Horké Jupitery a jejich menší bratranci, horké Neptunes, obíhají kolem svých hostitelských hvězd. To staví astronomy do trochu quandary, pokud jde o vysvětlení jejich formace: Předpokládá se, že se plynové a ledové obry formují daleko od jejich hvězdy, tak jak se tyto planety staly?

Nyní podrobná pozorování teplého Neptunu, HAT-P-26b, poskytují vodítko, jak se tyto planety spojují.

Vyrábíme horké Jupitery a Teplé Neptunes

Astronomové si dlouho mysleli, že obří planety se mohou tvořit pouze za systémovými mrazy, liniemi, za nimiž molekuly jako metan, voda a oxid uhličitý mrznou. Když byly plyny zamrzlé do ledových střepů, bylo pro stavební planety k dispozici mnohem více materiálu. Blíže k hvězdě by tyto ledové sublimovaly na plyn, což by je nedalo k dispozici pro narůstání.

Tento scénář obchází dva scénáře. První je migrace: plynní obři by se mohli tvořit daleko za hranicí mrazu, pak by mohli interagovat s diskem, předcházející hvězdou nebo jinou planetou a pohybovat se směrem dovnitř. Druhou je formace in situ : myšlenka, že v blízkosti hvězdy bylo k dispozici dostatek materiálu k vytvoření horkých obrů, kde nyní obíhají.

Klobouky pryč na HAT-P-26b

HAT-P-26b, planeta Neptunové hmoty vzdálená 425 světelných let daleko, prochází před svou hvězdou každé 4 pozemské dny. Takže každé 4 dny představuje dobrý cíl pro transmisní spektroskopii : způsob zachycení pramene hvězdného světla, který prochází atmosférou planety. Hannah Wakeford (NASA Goddard) a jeho kolegové použili Hubbleův vesmírný dalekohled k tomu, aby toto spektrum převzali během čtyř tranzitů planety. Používali také archivní pozorování Spitzeru pořízené během dvou dalších tranzitů. Dohromady rekonstruovali spektrum přesahující vlnové délky 0, 5 až 5 mikrometrů - ideální rozsah, pokud jde o hledání vody.

A našli to, co hledali: spektrum ukazuje nějaký oblačnost lehkého oblačnosti a jasný podpis vody v plynné obálce planety. Voda slouží jako zástupce všech prvků v atmosféře těžší než vodík a helium. Z přítomnosti vody se ukazuje, že HAT-P-26b má 4, 8krát tolik těžkých prvků jako Slunce, což je překvapivě blízko Jupiteru (5krát větší než Slunce), a ne tak blízko měření pro Neptun (asi 100krát větší než Slunce). Možná bychom tedy měli raději nazvat planetu teplým, ale malým Jupiterem.

Stojí za povšimnutí, že sběr přenosového spektra dosud není přesná věda a v tomto měření je stále velká nejistota: skutečné množství těžkých prvků v atmosféře planety se může pohybovat od 0, 8 do 26násobku hodnoty Slunce. Přesto, i při této velké nejistotě, planeta propouští trend, který vidíme v naší vlastní sluneční soustavě: masivní planety mají obvykle méně těžkých prvků, zatímco méně masivní planety mají více. Vzhledem k tomu, že jde o Neptunovou hmotu, měl by mít HAT-P-26b mnohem těžší prvky než má.

Stejně jako mnohem masivnější Jupiter se zdá, že HAT-P-26b je vyroben převážně z vodíku a hélia. A protože tato prvotní směs zřejmě zůstala relativně nenarušená těžšími prvky, které by se mohly objevit v raných fázích formování planety, musí se tato planeta spojit relativně pozdě během formování systému. Wakeford a jeho kolegové tvrdí, že pozdní formace by neměla dostatek času na migraci dovnitř, a tak se planeta pravděpodobně místo toho vytvořila in situ a shromažďovala svůj objem z vnitřních dosahů tohoto hvězdného systému.