Nejpodrobnější pohled na atmosféru vzdálené exoplanety odhalil směs vodní páry a oxidu uhelnatého, které pokrývají svět desetkrát větší než Jupiter ve vzdálenosti asi 130 světelných let od Země. Stejně jako Jupiter nemá pevný povrch a má teplotu vyšší než tisíc stupňů. Kromě toho nebyly v atmosféře detekovány žádné signální signály metanu. Ale tato sluneční soustava je stále velmi zajímavá, protože tři další obří světy obíhají stejnou hvězdou a vědci říkali, že studium tohoto systému pomůže nejen vyřešit záhady, jak byl vytvořen, ale také, jak se formovala i naše vlastní sluneční soustava.
Pozorování byla provedena na dalekohledu Keck II na Havaji pomocí infračerveného zobrazovacího spektrografu zvaného OSIRIS, který byl schopen odhalit chemické otisky prstů specifických molekul.
"Toto je nejostřejší spektrum, jaké kdy bylo získáno na extrasolární planetě," řekl Dr. Bruce Macintosh z Národní laboratoře Lawrence Livermore. "To ukazuje sílu přímého zobrazování planetárního systému." Je to vynikající řešení, které tato nová pozorování poskytují, což nám umožnilo opravdu začít zkoumat formování planety. “
"S touto úrovní detailů," řekl spoluautor Travis Barman z observatoře Lowell, "můžeme porovnat množství uhlíku s množstvím kyslíku přítomného v atmosféře a tato chemická směs poskytuje vodítka, jak se formoval planetární systém." . “
Planety kolem hvězdy, známé jako HR 8799, váží pět až desetinásobek hmotnosti Jupiteru a jsou stále zářící infračerveným teplem jejich tvorby. Výzkumný tým říká, že jejich pozorování naznačuje, že sluneční soustava byla vytvořena podobným způsobem jako naše vlastní, s plynnými obry, které se formovaly daleko od jejich mateřské hvězdy a menšími, skalnatými planetami blíže. v tomto systému.
"Výsledky naznačují, že systém HR 8799 je jako rozšířená sluneční soustava," řekl Quinn Kanopacky, astronom z Torontské univerzity v Kanadě. "Jakmile se pevná jádra dostatečně rozrostla, jejich gravitace rychle přitahovala okolní plyn, aby se stala masivními planetami, které dnes vidíme. Protože tento plyn ztratil část svého kyslíku, planeta končí s menším množstvím kyslíku a méně vody, než kdyby se tvořila gravitační nestabilitou. “
Existují dva hlavní modely planetární formace: jádrové narůstání a gravitační nestabilita. Když se tvoří hvězdy, obklopuje je disk tvořící planetu. S přírůstkem jádra se planety postupně vytvářejí tak, jak pevná jádra pomalu rostou dostatečně velká, aby mohla začít získávat plyn z disku, zatímco v modelu gravitační nestability se planety tvoří téměř okamžitě, jak se disk sám na sebe zhroutí.
Vlastnosti, jako je složení atmosféry planety, jsou vodítkem k tomu, jak se planeta utvořila, a v tomto případě se zdá, že vyhrává jádro. Ačkoli existovaly důkazy o vodní páře, tento podpis je slabší, než by se očekávalo, kdyby planeta sdílela složení své mateřské hvězdy. Místo toho má planeta vysoký poměr uhlíku k kyslíku - otisk prstu její tvorby v plynném disku před desítkami milionů let. Když se plyn časem ochladil, vytvořila se zrna vodního ledu, čímž se vyčerpal zbývající plyn kyslíku. Planetární formace pak začala, když se led a pevné látky shromažďovaly do planetárních jader.
"Jakmile se pevná jádra dostatečně rozrostla, jejich gravitace rychle přitahovala okolní plyn, aby se stala masivními planetami, které dnes vidíme," řekl Konopacky. "Protože tento plyn ztratil část svého kyslíku, planeta končí s menším množstvím kyslíku a méně vody, než kdyby se tvořila gravitační nestabilitou."
"Spektrální informace této kvality poskytují nejen vodítka o tvorbě planet HR8799, ale také poskytují pokyny, které potřebujeme ke zlepšení našeho teoretického porozumění exoplanetovým atmosférám a jejich raného vývoje," řekl Barman. "Načasování této práce nemohlo být lepší, protože jde o paty nových nástrojů, které budou zobrazovat desítky dalších exoplanet, obíhajících jiné hvězdy, které můžeme studovat v podobném detailu."
Tento systém byl také studiem v rámci dálkového průzkumu pomocí Project 1640. Níže uvedené video vysvětluje více:
Zdroj: Keckova observatoř
