Pokud jde o hledání světů, které by mohly podporovat mimozemský život, vědci se v současné době spoléhají na přístup „ovoce s nízkým visením“. Protože víme jen o jedné sadě podmínek, za kterých může život prospívat - tj. O tom, co máme tady na Zemi - má smysl hledat světy, které mají stejné podmínky. Patří mezi ně umístění v obývatelné zóně hvězdy, stabilní atmosféra a schopnost udržovat na povrchu tekutou vodu.
Až dosud se vědci spoléhali na metody, které ztěžují detekci vodní páry v atmosféře pozemských planet. Ale díky nové studii vedené Yukou Fujii z Goddardova institutu pro vesmírná studia NASA (GISS) se to může změnit. Pomocí nového trojrozměrného modelu, který zohledňuje vzorce globálního oběhu, tato studie také naznačuje, že obyvatelné exoplanety mohou být běžnější, než jsme si mysleli.
Studie s názvem „Vlhké horní ovzduší řízené NIR synchronně rotujících mírných suchozemských expoplanet“ se nedávno objevila v Astrofyzikální deník. Kromě dr. Fujii, který je také členem Institutu přírodních věd na Tokijském technologickém institutu, mezi výzkumný tým patřili Anthony D. Del Genio (GISS) a David S. Amundsen (GISS a Columbia University).
Jednoduše řečeno, tekutá voda je pro život nezbytná, jak ji známe. Pokud planeta nemá dostatečně teplou atmosféru, aby udržovala tekutou vodu na svém povrchu po dostatečnou dobu (řádově miliardy let), pak je nepravděpodobné, že by se život mohl objevit a vyvíjet. Pokud je planeta příliš vzdálená od své hvězdy, její povrchová voda zamrzne; pokud je příliš blízko, jeho povrchová voda se vypaří a ztratí se do vesmíru.
Zatímco voda byla v atmosféře exoplanet detekována již dříve, ve všech případech byly planety masivními plynovými obry, které obíhaly velmi těsně k jejich hvězdám. (aka. "Hot Jupiters"). Jak uvádí Fujii a její kolegové ve své studii:
"Ačkoli byly v atmosféře horkých Jupiterů detekovány signatury H2O, detekování molekulárních signatur, včetně H2O, na mírných pozemských planetách je mimořádně náročné, kvůli malému planetárnímu poloměru a malé výšce měřítka (kvůli nižší teplotě a pravděpodobně většímu průměru) molekulární váha)."
Pokud jde o pozemské (tj. Skalnaté) exoplanety, předchozí studie byly nuceny spoléhat se na jednorozměrné modely pro výpočet přítomnosti vody. To spočívalo v měření ztráty vodíku, kde se vodní pára ve stratosféře rozkládá na vodík a kyslík vystavením ultrafialovému záření. Měřením rychlosti ztráty vodíku do vesmíru by vědci odhadli množství kapalné vody stále přítomné na povrchu.
Jak však vysvětluje Dr. Fujii a její kolegové, takové modely se opírají o několik předpokladů, které nelze řešit, mezi něž patří globální přenos tepla a vodní páry, jakož i účinky mraků. Předchozí modely v podstatě předpovídaly, že pro to, aby vodní páry dosáhly stratosféry, by dlouhodobé povrchové teploty na těchto exoplanetách musely být o více než 66 ° C (150 ° F) vyšší, než jaké tu na Zemi zažíváme.
Tyto teploty by mohly na povrchu vytvořit silné konvekční bouře. Tyto bouře však nemohly být důvodem, proč voda dosáhne stratosféry, pokud jde o pomalu rotující planety vstupující do vlhkého skleníkového stavu - kde vodní pára zvyšuje teplo. O planetách, které obíhají těsně k jejich mateřským hvězdám, je známo, že buď mají pomalou rotaci, nebo jsou s jejich planetami řádně uzamčeny, a proto jsou konvekční bouře nepravděpodobné.
K tomu často dochází u pozemských planet, které jsou umístěny kolem nízkohmotných, velmi chladných hvězd typu M (červený trpaslík). Pro tyto planety jejich blízkost k hostitelské hvězdě znamená, že její gravitační vliv bude dostatečně silný, aby zpomalil nebo úplně zastavil jejich rotaci. Když k tomu dojde, vytvoří se na noční straně planety husté mraky, které je chrání před velkou částí světla hvězdy.
Tým zjistil, že i když by to mohlo udržet chladný den a zabránit vzestupu vodní páry, množství infračerveného záření (NIR) by mohlo poskytnout dostatek tepla, aby planeta vstoupila do vlhkého skleníkového stavu. To platí zejména pro hvězdy typu M a další chladné trpasličí hvězdy, o nichž je známo, že produkují více ve formě NIR. Když toto záření zahřívá mraky, vodní strata stoupne do stratosféry.
K řešení tohoto problému se Fujii a její tým spoléhaly na trojrozměrné modely obecného oběhu (GCM), které zahrnují atmosférickou cirkulaci a klimatickou heterogenitu. Kvůli jejich modelu tým začal s planetou, která měla zemskou atmosféru a byla zcela pokryta oceány. To týmu umožnilo jasně vidět, jak změny vzdálenosti od různých typů hvězd ovlivní podmínky na povrchu planet.
Tyto předpoklady umožnily týmu jasně vidět, jak změna orbitální vzdálenosti a typu hvězdného záření ovlivnila množství vodní páry ve stratosféře. Jak vysvětlil Dr. Fujii v tiskové zprávě NASA:
"Pomocí modelu, který realističtěji simuluje atmosférické podmínky, jsme objevili nový proces, který řídí návaznost exoplanet a povede nás při identifikaci kandidátů pro další studium ... Zjistili jsme důležitou roli pro typ záření, který hvězda emituje, a jeho účinek má atmosférický oběh exoplanety při vytváření vlhkého skleníkového stavu. “
Nakonec nový model týmu ukázal, že jelikož hvězda s nízkou hmotností emituje podstatnou část svého světla na vlnových délkách NIR, vlhký skleníkový stav povede k tomu, že planety obíhají těsně k nim. To by mělo za následek podmínky na jejich povrchu, které by byly srovnatelné s tím, co Země zažívá v tropech, kde jsou podmínky horké a vlhké, místo horkých a suchých.
Navíc jejich model naznačil, že procesy řízené NIR postupně zvyšovaly vlhkost ve stratosféře do té míry, že exoplanety obíhající blíže k jejich hvězdám mohly zůstat obyvatelné. Tento nový přístup k posouzení potenciální návykovosti umožní astronomům simulovat cirkulaci planetárních atmosfér a zvláštnosti této cirkulace, což je něco, co nemohou jednorozměrné modely dělat.
V budoucnu tým plánuje posoudit, jak by změny v planetárních charakteristikách - jako gravitace, velikost, složení atmosféry a povrchový tlak - mohly ovlivnit cirkulaci vodních par a jejich obyvatelnost. To spolu s jejich trojrozměrným modelem, který bere v úvahu vzorce planetární cirkulace, umožní astronomům určit s větší přesností potenciální návaznost vzdálených planet. Jak naznačil Anthony Del Genio:
"Dokud známe teplotu hvězdy, můžeme odhadnout, zda planety v blízkosti jejich hvězd mají potenciál být ve vlhkém skleníkovém stavu." Současná technologie bude posouvána na hranici, aby detekovala malá množství vodní páry v atmosféře exoplanety. Pokud je dostatek vody k detekci, pravděpodobně to znamená, že planeta je ve vlhkém skleníkovém stavu. “
Kromě toho, že astronomové nabízejí komplexnější metodu pro určování obývatelnosti exoplanet, je tato studie také dobrou zprávou pro lovce exoplanet, kteří doufají, že naleznou obyvatelné planety kolem hvězd typu M. Hvězdy typu M s nízkou hmotností jsou nejběžnější hvězdou ve vesmíru a představují zhruba 75% všech hvězd v Mléčné dráze. Vědomí, že by mohli podporovat obyvatelné exoplanety, značně zvyšuje pravděpodobnost nalezení.
Tato studie je navíc velmi dobrá zpráva vzhledem k nedávnému výzkumu, který vrhá vážné pochybnosti na schopnost hvězd typu M hostit obyvatelné planety. Tento výzkum byl proveden v reakci na mnoho pozemských planet, které byly objeveny kolem blízkých červených trpaslíků v posledních letech. To, co odhalili, bylo to, že obecně červené trpasličí hvězdy zažívají příliš mnoho vzplanutí a mohly zbavit své planety jejich atmosféry.
Patří mezi ně systém 7-planet TRAPPIST-1 (z nichž tři jsou umístěny v obytné zóně hvězdy) a nejbližší exoplanet ke Sluneční soustavě, Proxima b. Pouhý počet planet podobných Zemi objevených kolem hvězd typu M, spojený s touto třídou přirozené dlouhověkosti hvězdy, vedl mnoho lidí v astrofyzikální komunitě k tomu, aby se odvážili, že červené trpasličí hvězdy by mohly být nejpravděpodobnějším místem k nalezení obyvatelných exoplanet.
S touto nejnovější studií, která naznačuje, že tyto planety by mohly být přece jen obyvatelné, by se zdálo, že míč je skutečně zpět u jejich soudu!
