Ką galime sužinoti apie orus planetų atmosferose ir kaip mes tiriame planetų atmosferas ne tik Saulės sistemoje bet ir už jos ribų

Vienas paprasčiausių panašumo į Žemę kriterijų yra planetų orbitos, kurias gan nesunku įvertinti aptikus planetą. Taip pat gan paprasta įvertinti planetos masę. Taigi, daugumą aptiktų planetų jau galime skirstyti lygindami jų masę su Jupiteriu, ar ieškodami orbitų, panašių į Žemės. Masyviausias planetas arti žvaigždės lengviausia aptikti dėl jų stipriausio gravitacinio poveikio žvaigždei. Prisiminkim, kad gravitacija tiesiogiai proporcinga objekto masei ir atvirkščiai proporcinga atstumo tarp objektų kvadratui. Dėl to kurį laiką buvo manoma, kad superjupiteriai artimose orbitose gali būti dominuojantis planetų tipas. Dabar taip nebemanoma. Remiantis aptiktomis planetomis, galime manyti, kad beveik kiekviena žvaigždė Saulės aplinkoje turi bent po vieną planetą, o panašių į Žemės masės planetas – daugiausiai. Atitinkamai, vienas paprasčiausių kriterijų gyvybei egzistuoti (tokiai, kiek mes apie ją žinome), skystas vanduo, neturėtų būti problema. Tam pakanka orbitos nei per toli, nei per arti žvaigždės. Vis dėlto, tiek Venera, tiek Marsas taip pat patenka į tinkamą skystam vandeniui zoną, bet Veneros tiršta atmosfera daro gyvybę sunkiai įmanoma su gerokai šiltnamio efekto perkaitintu paviršiumi ir rūgšties lietumis, kai Marso reta atmosfera, atvirkščiai, nesulaiko pakankamai šilumos, tad vien pakankamo atstumo skystam vandeniui (ir gyvybei) egzistuoti tikrai nepakanka.

Atitinkamai, tolesnis žingsnis gilyn link egzoplanetų supratimo yra jų atmosferos. Čia reiktų nepamiršti, kad tai yra sudėtingas reiškinys jau ir Žemėje. Orus galime patikimai prognozuoti tik maždaug trims dienoms, globalaus atmosferos judėjimo ir temperatūros dinamikos, galima sakyti, pakankamai nesuprantame ir dabar, ir klimato kaita yra vis dar nekontroliuojama. Net vadinamosios žaliosios technologijos yra žalios tik tiek, kad tik mažina pastarojo šimtmečio klimato kaitą sukėlusias anglies dvideginio emisijas, bet savaime tai nėra sprendimas, tik nuostolių mažinimas. Tad tolimų planetų atmosferas dar menkiau suprantamos ir jas tirti dar sudėtingiau.

Tiek Žemės, tiek egzoplanetų atmosferos sudėties tyrimai paremti spektroskopija. Skirtingi cheminiai elementai ar jų junginiai (molekulės ir dulkės) skirtingai sąveikauja su šviesa, ir įvairiuose bangos ilgiuose gali pasižymėti šviesos sugertimi, emisija ar sklaida. Tai, kokiuose bangos ilgiuose tai vyksta, leidžia tiksliai identifikuoti cheminį elementą ar jo junginį, pagal poveikį spinduliuotei galima nįvertinti jo gausą. Bet norint susieti cheminio elemento gausą su spinduliuote, svarbu žinoti sąlygas, kuriose formuojasi cheminio elemento sugertis, emisija ar sklaida. Tad svarbios ir teorinės žinios apie fizikos veikimą įvairiomis, nebūtinai žemiškomis, atmosferos sąlygomis.

Vienas sėkmingiausių būdų atskirti planetos atmosferos pėdsakus yra planetos tranzito metodas. Juo lengviausia aptikti ir pačias egzoplanetas. Praskriedama tarp mūsų ir žvaigždės disko, planeta metu užstoja dalį žvaigždės šviesos. Vien planetos aptikimui nėra itin svarbu, kokia tai šviesa, nes bet kokiu atveju turėtų būti stebimas jos sumažėjimas. Tačiau norint tirti atmosferą, jau reikia šviesą išskaidyti į skirtingus bangos ilgius, todėl vienam bangos ilgiui tenka kur kas mažesnis signalas ir dėl to galime stebėti tik gan artimas egzoplanetas. Skirtingi bangos ilgiai reikalingi, nes mus domina ne tiek absoliutus šviesos sumažėjimas dėl planetos disko, kiek žvaigždės šviesa praeinanti per planetos atmosferą, ar ją paliekanti. Tuomet, lygindami žvaigždės tranzito ir ne tranzito metu spektrus, galime identifikuoti būtent planetos atmosferai priskirtinas sugerties, emisijos linijas. Aišku, tik labai maža dalis žvaigždės šviesos mus pasiekia praėjusi pro planetos atmosferą, tad tai tik dar labiau pabrėžia itin tikslių duomenų poreikį. Tam tinkamas ne tik tranzitas, kuris mums rodo atmosferą ant ribos tarp dienos ir nakties, bet taip pat naudingas ir laikas prieš pat planetai atsiduriant už žvaigždės. Tuomet galima stebėti tiek vidurdienio emisijos spektrą (be sugerties, nes planetos atmosferos niekas neapšviečia iš kitos pusės), bei dėl tinkamo kampo ir atspindėtą žvaigždės šviesą, kurią gali modifikuoti, kad ir, pavyzdžiui, ledo kristalai atmosferoje. Alternatyviai, su pakankamai gera teleskopo kampine skyra, galima ir tiesiogiai stebėti planetas (pakankama skyra reikalinga, kad išvengtume žvaigždės šviesos), bet tai yra technologiškai sudėtingesnis būdas.

Iš aptiktų cheminių elementų ir jų junginių 2001 m. HD 209458 b aptiktas natris. 2008 m. HD 189733 b aptikti vanduo, anglies monoksidas ir metanas. Ši molekulė itin įdomi dėl dviejų priežasčių: metanas galėtų būti naudojamas kaip kuras tolimoje ateityje, kuomet mums pavyktų pasiekti egzoplanetas, o dar įdomiau, kad tai viena iš gyvų organizmų medžiagos apykaitos produktų molekulių. 2013 m. aptiktas vanduo HD 209458 b, XO-1b, WASP-12b, WASP-17b ir WASP-19b. 2014 m. HD 189733b, HD 209458b, WASP-12b aptiktos itin sausos atmosferos egzoplanetose besisukančiose apie į Saulę panašią žvaigždę. Teoriškai, deguonis, kuriuo kvėpuojame, taip pat galėtų būti aptiktas antžeminiais stebėjimais, tačiau tai nėra patikimas gyvybės indikatorius. Per didelė molekulinio deguonies koncentracija gali būti nuodinga, ypač pirmykščiams organizmams. 2015 m. WASP-33b aptikta stratosfera. Mums įprastomis sąlygomis stratosferą kuria ozonas ir angliavandeniliai, tačiau ši planeta 4.5 karto masyvesnė už Jupiterį ir karščiausia žinoma egzoplaneta (3200 °C). Šios planetos atveju stratosferos egzistavimas paaiškinamas titano oksido molekule, kuri tokioje karštoje atmosferoje efektyviai atlieka tą patį vaidmenį. 2016 m. pirmąkart ištirta planetos, savo mase lygintinos ne su Jupiteriu, o su Žeme, 55 Cancri e, atmosfera. Čia aptiktas vandenilis, helis, vandenilio cianido pėdsakai, atmesta vandens garų egzistavimo tikimybė. 2019 m. ištirta K2-18b atmosfera ir aptiktas reikšmingas vandens garų kiekis, pirmąkart planetai tinkamoje gyvybei orbitoje. Ir tai yra visos mūsų kol kas ištirtos egzoplanetų atmosferos. Prisimenant šio uždavinio sudėtingumą, reiktų nepamiršti, kad aptikti tik stipriausiai spinduliuotės spektrą paveikiantys cheminių elementų ir jų junginių pėdsakai, tai neatspindi visos šių planetų atmosferų sudėties.

Kadangi trūksta stebėjimų duomenų, o planetos ir jų orbitos labai įvairios, planetų atmosferų teorija turi aprėpti itin įvairias sąlygas. Nuo dešimčių iki tūkstančių kelvinų temperatūrų, nuo itin mažų iki gerokai didesnių už Jupiterio gravitacijų laikančių atmosferą prie planetos. Gravitaciją galime įvertinti, žinodami planetos spindulį ir masę. Nuo gravitacijos priklauso, ar atmosfera sulaiko lengviausius elementus, tokius kaip vandenilis ir helis, atmosferoje. Tai atitinkamai reikšmingai keičia galimą atmosferos molekulinę įvairovę.

Toliau labai svarbi egzoplanetos cheminių elementų įvairovė. Čia jau tiesiogiai stebėti sunkiau, ir visa žinoma informacija apie cheminę sudėtį yra išvardinta aukščiau. Iš planetų formavimosi teorijos manome, kad masyvios planetos susiformuoja, sutraukdamos aplinkinę medžiagą į save ir gali susiformuoti gan anksti žvaigždės sistemos formavimosi etape, kai tarpplanetinėje erdvėje dar netrūksta tarpplanetinių dujų, kurios turtingiausios vandenilio ir helio, tad tokių planetų atmosferose taip pat dominuotų šie cheminiai elementai. Besiformuodamos Žemės tipo planetos nespėja įtraukti daug tarpplanetinių dujų, kol jų neįtraukė besiformuojanti žvaigždė, tad Žemės tipo planetų atmosferų sudėtis labiausiai priklauso nuo to, kokias dujas pavyko išsaugoti į planetą vėliau susijungusiose planetisimalėse (čia svarbi jų individuali gravitacija) ir vėliau jau susiformavusią planetą bombardavusiuose meteorituose. Apie tarpinių variantų tarp masyviausių ir Žemės tipo planetų formavimąsi mes žinome mažiausiai, tad ir apie jų galimą cheminę sudėtį spręsti sunkiausia.

Dar svarbi ir žvaigždės spinduliuotė – nuo jos stiprumo priklauso atmosferos temperatūra, tačiau svarbus ir žvaigždės spektro tipas. Didesnė spinduliuotės dalis regimojoje ir infraraudonoje bangos ilgių srityse kaitina pačią atmosferą, tuo tarpu didesnis ultravioletinės spinduliuotės kiekis labiau veikia viršutinius atmosferos sluoksnius, disocijuoja ir jonizuoja molekules. Tiek vienam, kiek kitam procesui tenkanti energijos dalis lemia atmosferoje galinčius vykti procesus.

Taip pat svarbus ir planetos kaitinimas iš vidaus. Jis priklauso nuo planetos evoliucijos stadijos (pirmiausiai, amžiaus) ir potvyninių jėgų. Jos keičia planetos sukimąsi žvaigždės atžvilgiu ir gali lemti šio sukimosi sinchronizavimą taip, kad į žvaigždę bus atgręžta tik viena planetos pusė (dėl didesnės ar mažesnės planetos asimetrijos masyvesnė pusė yra stipriau gravitaciškai veikiama). Kuriant atmosferos modelį, žinios apie kaitinimą iš planetos vidaus paprastai jau nebeįskaitomos, nors aišku, kad ir jis gali būti reikšmingai keisti atmosferos struktūrą.

Vienas iš svarbiausių egzoplanetų modeliavimo rezultatų – vertikali atmosferos temperatūrinė struktūra. Ji lemia, kokios molekulės ar dulkės gali formuotis kokiame aukštyje. Atitinkamai, visam šitam modeliuoti taip pat svarbūs energijos pernašos procesai, lemiantys temperatūrinės struktūros balansą. Tai ir spindulinė energijos pernaša, pirmiausiai kaip ir kur sugeriama žvaigždės šviesa, ir konvekcija, kuri kontroliuoja visus mums žinomus atmosferos reiškinius, tokius kaip vėjai, srovės ir panašiai, ir šiluminis laidumas, kuriuo planetos paviršius galėtų grąžinti sugertą žvaigždės spinduliuotę. Kadangi visi šie procesai ir planetą atmosferą charakterizuojančios savybės priklauso viena nuo kitos, uždavinį išspręsti itin sudėtinga, net ir turint pakankamai žinių. Reiktų nepamiršti, kad sąveikai svarbūs ir iš jos kylantys reiškiniai, tokie, kaip debesys, šiltnamio efektas, reljefo įtaka ir pan., kurių, galima sakyti, pakankamai gerai nesuprantame net ir Žemėje.

Todėl „prognozuoti orus“ egzoplanetose itin sudėtinga, bet nuo to tiek šios srities tyrimai, tiek teoriniai nagrinėjimai darosi itin įdomūs. Tolesni proveržiai stebėjimuose, tiek antžeminiuose, tiek kosminiuose, turėtų leisti aptikti gerokai daugiau cheminių elementų ir jų junginių (ar jų nebuvimo) įrodymų ir taip bent leisti gerokai tiksliau įvertinti atmosferos cheminę sudėtį. Iš teorijos pusės svarbus tolesnis modelių vystymas. Čia taip pat naudingos tiek gretutinės žinios apie Žemės atmosferoje vykstančius procesus. Taip galima aptikti svarbius atmosferos struktūrai reiškinius ar cheminius junginius, į kuriuos derėtų atkreipti dėmesį net gerokai mažiau ištirtose planetose, nei Žemė. Taip pat svarbus ir žvaigždžių atmosferų modeliavimas, kuris fizikine prasme beveik analogiškas planetų atmosferų modeliavimui, tik ten yra kitokios temperatūros ir tankiai, energija į modelį patenka kitaip, bet visi sudėtingi fizikiniai ir cheminiai procesai taip pat vyksta, tokie kaip konvekcija, molekulių, dulkių, ar net debesų formavimasis.

J. Klevas

Parengta remiantis: https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pmc/articles/PMC5207327/pdf/emss-68594.pdf