Hledají se obyvatelné exoměsíce

Gliese 581. Kolem nenápadné, okem neviditelné hvězdičky v souhvězdí Vah, jejíž jasnost kolísá mezi 10,56 a 10,58 mag a která je od Země vzdálena 20 světelných let, obíhá 6 známých exoplanet, z toho jedna v obyvatelné zóně. Snímek z Digitized Sky Survey. Zdroj: Wikipedie.

Když vědecký tým družice Kepler oznámil v únoru 2010 objev 1235 kandidátů na exoplanety, seznam kandidátů zahrnoval 37 exoplanet velikosti Neptunu a exoplanet velikosti 10 Jupiteru v obyvatelných zónách kolem příslušných hvězd. Obyvatelná zóna je rozsah vzdáleností od hvězdy, ve kterém může na terrestrických planetách existovat voda v kapalném skupenství. Ačkoli na planetách typu Jupiteru toto možné není, na jejich případných měsících ano, zejména pokud by se jejich dráhy, velikost a složení podobaly Jupiterovým galileovským měsícům. V článku budou představeny tři nové počítačové simulace vlivu přítomnosti exoměsíců na světelnou křivku přechodu exoplanety před hvězdou.

Teleskopy na oběžné dráze jako je Kepler hledají exoplanety prostřednictvím tranzitů – přechodů exoplanet před hvězdami, kolem kterých obíhají. Počítačové simulace, které hledají odpověď na otázku, zda takto lze zjistit přítomnost měsíců u exoplanet, jsou založeny na výpočtu toho, jak se do světelné křivky soustavy hvězda-exoplaneta-exoměsíc promítne přítomnost exoměsíce. Přechází-li před hvězdou kromě exoplanety také exoměsíc, je pokles pozorované jasnosti větší a průběh změny jasnosti je charakteristickým způsobem odlišný od případu exoplanety bez exoměsíce. Odchylky světelné křivky jsou však na hranici fotometrické rozlišovací schopnosti dnešních nejmodernějších přístrojů.

Obyvatelná zóna závisí na hmotnosti a typu hvězdy. Terrestrické planety - nebo měsíce - uvnitř této zóny mohou mít na povrchu kapalnou vodu, což z nich činí kandidáty na obyvatelná tělesa. Tento graf srovnává obyvatelnou zónu sluneční soustavy se soustavou Gliese 581. Zdroj: ESO.

Kipping uveřejnil v časopise Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) v květnu 2010 článek o numerickém modelu přechodu exoplanety s exoměsícem přes hvězdu. Z něj vyplývá, že detekovatelnost exoměsíce při přechodu významně závisí na tvaru a prostorové orientaci dráhy exoměsíce. Kdyby exoměsíc obíhal kolem exoplanety podobným způsobem jako Triton kolem Neptunu, mohli bychom přítomnost takového měsíce zjistit. Triton obíhá po dráze skloněné o 157° vzhledem k rovině rovníku Neptunu.

Jiná simulace, vytvořená Luisem Tusnskim z National Institute for Space Research v Brazílii a Adrianou Valiovou z Mackenzie Presbyterian University (také v Brazílii), je zaměřena na hledání exoměsíců, které obíhají ve stejné rovině jako jejich exoplaneta, nicméně tuto simulaci lze snadno upravit i pro hledání exoměsíců na skloněných drahách. Fyzikální rozhodnutí, proč zvolili tento typ simulace (tj. neskloněné dráhy) spočívá v tom, že exoplanety a jejich exoměsíce vznikly společně. Exoplaneta podobná Saturnu, s výraznými prstenci by vytvořila při přechodu ještě jinou, charakteristickou světelnou křivku; také tuto možnost simulace zohledňuje.

Model publikovaný brazilským týmem v prosinci 2010 v Astrophysical Journal bere v úvahu to, co by se stalo, kdyby do světelné křivky vstoupil i vliv skvrny ve fotosféře (podobné slunečním skvrnám). Také tyto skvrny snižují celkový světelný tok, který k nám od hvězdy přichází. Když by skvrna právě vycházela nebo zapadala, případně byla přecházející exoplanetou zakryta, vznikl by ve světelné křivce efekt v absolutní hodnotě srovnatelný s efektem, který může vyvolat přítomnost exoměsíce. Jinými slovy hvězdná skvrna může vypadat podobně jako exoměsíc.

Astronomové používající Kippingovu simulaci by k rolišení zda jde o skvrnu ve fotosféře nebo exoměsíc potřebovali ještě nějaké další vodítko. Bohužel žádné jednoduché vodítko neexistuje, takže nezbývá, než proměřit mnoho takových událostí a teprve jejich statistickým zpracováním dodatečně potvrdit a nebo naopak vyloučit exoměsíc. Práce s tím spojená bude nejen obtížná, ale i velmi zdlouhavá, protože zdaleka ne při každém přechodu exoplanety se přítomnost exoměsíce projeví.

Zatímco obě výše zmíněné simulace jsou omezeny na výskyt jednoho exoměsíce, maďarský astronom András Pál [andráš pál] z Konkolyho observatoře vytvořil takovou simulaci, která je schopna zpracovat i přechod exoplanety se soustavou několika exoměsíců. Autor prvního modelu, Kipping označil model Andráse Pála za matematicky naprosto skvělý. Pálův model ovšem počítá jen s kruhovými drahami, zatímco Tunskiho model zahrnuje i možnost eliptických drah. O modelu Andáse Pála vyjde článek v příštím čísle časopisu MNRAS.

Praktická stránka hledání exoměsíce

Podle Tusnskiho, francouzská kosmická sonda Convection Rotation and Planetary Transits (CoRoT) by měla být schopná detekovat exoměsíc o poloměru 1,3× větším než Země. Kepler by dokázal detekovat exoměsíc třikrát větší než Země. o jsou stále poměrně velké rozměry. Ve sluneční soustavě tak velké měsíce nemáme, ačkoli máme planety tak velké, že měsíce této velikosti by kolem nich mohly obíhat. Největší měsíc ve sluneční soustavě, Jupiterův měsíc Ganymedes, má průměr 5262 km, jen 40% průměru Země, a hmotnost má dokonce jen 2% hmotnosti Země (díky nižší střední hustotě). Tato čísla hovoří jasnou řečí: sice bychom dokázali u exoměsíců změřit všechny vlastnosti podobně jako u exoplanet, ale nejprve bychom tyto měsíce museli objevit. Reálné exoměsíce, pokud jsou podobně velké jako měsíce ve sluneční soustavě, jsou však stále za hranicí možností dnes pracujících teleskopů.

My však nehledáme pouze exoměsíce. My hledáme obyvatelné exoměsíce. K tomu nestačí, aby exoměsíc obíhal kolem planety obíhající v obyvatelné zóně. Náš Měsíc, který obíhá kolem Země, rozhodně není obyvatelný, přestože v obyvatelné zóně Slunce existuje již miliardy let.

Dalším kritériem obyvatelnosti exoměsíce jsou fyzikální podmínky panující na jeho povrchu. Ty souvisejí s jeho velikostí. Aby exoměsíc mohl být obyvatelný, musel by mít hmotnost aspoň 1/3 hmotnosti Země. Kdyby měl menší hmotnost, podobal by se Marsu. Planeta Mars má hmotnost jen 1/10 hmotnosti Země, což je hlavní důvod, proč je jeho atmosféra tak řídká, a tím pádem nedostatečná k udržení tlaku a teploty nutných k existenci kapalné vody.

Velké měsíce velkých planet ve sluneční soustavě, především Jupiterovy měsíce Europa a Ganymedes a Saturnův měsíc Titan, sice mají podmínky potenciálně vhodné pro vznik života, ale to jen proto, že jsou tak daleko od Slunce, jak jsou. Mnohem dál, než je obyvatelná zóna. Ve vzdálenosti 1 AU od Slunce by se vypařily jak led, tak methan – díky kterým jsou tyto měsíce takové, jaké jsou. Obyvatelné měsíce ve sluneční soustavě zkrátka nemáme. Proč by tedy měly existovat u jiných hvězd? Existuje však jeden argument, proč by u jiných hvězd existovat mohly a to, že exoplanet typu Jupiteru byly objeveny stovky. Pravděpodobnost, že tyto exoplanety mají dostatečně velké exoměsíce, tu tedy nějaká je.

Kipping poukazuje na nedávný výzkum Simona Portera z Lowellovy observatoře v Arizoně, jehož výsledkem jsou objevy exoplanet o velikosti přibližně poloviny Jupiteru a poznatek, že migrují směrem ke hvězdě, kolem které obíhají. Pokud taková hvězda má i terrestrické planety v menších vzdálenostech, mohou velké planety zachytit tyto terrestrické planety a udělat z nich tak svoje velké měsíce. Migrace se však v obyvatelné zóně nezastavuje, ale pokračuje dál. Výsledky Porterova výzkumu tak hovoří spíše proti představě velkého exoměsíce v obyvatelné zóně.

 

Zdroj:

Wanted: Habitable Moons, Astrobiology Magazine, 5. 1. 2012
Extrasolar Moon, Wikipedia
GROSSMANN, Lisa: Many Exo-Earths May Have Exo-Moons, Wired.com, 9. 6. 2011
Gliese 581, Wikipedia
Kepler-11, Wikipedia
New Super-Earth Detected within the Habitable Zone of a Nearby Star, Physorg.com, 2. 2. 2012

3 komentáře Hledají se obyvatelné exoměsíce

  • A.S.Pergill

    Otázka:
    Mám doma Kolumbusku od Šklovského: „Miliony cizích světů“. Šklovskij tehdy předpovídal počty hvězd s planetami podle rychlosti rotace (největší podíl rotačního momentu sluneční soustavy je v planetách, kdyby nebyly = všechna hmota sluneční soustavy spadla při jeím formování na Slunce, točilo by se výrazně rychleji). Rychlost rotace hvězd se tehdy měřila podle míry dopplerovského rozmáznutí spektrálních čar.
    A teď ta samotná otázka: Napadlo dnes někoho konfrontovat rychlosti rotace hvězd s objevy exoplanet?

  • Na Vaši otázku odpovídám: určitě to někoho napadlo (bylo by dost divné, kdyby ne), ale zatím jsem se s takovou studií nesetkal – to neznamená, že neexistuje. Možná, že kdybyste začal hledat (Googlem, heslo třeba „star rotation exoplanets“ nebo něco na ten způsob), našel byste leccos zajímavého. Já jsem to zatím nehledal, protože jsem hlavně neměl čas …

  • Tak jsem právě udělal to, co jsem říkal, že jsem ještě nedělal – a hned první odkaz je tento článek: http://news.softpedia.com/news/Stars-Rotation-Can-Be-Boosted-by-Exoplanets-177675.shtml . Článek je z 12. ledna 2011, takže skoro 13 měsíců starý.