TRAPPIST-1 c nemá hustou atmosféru typu Venuše: Webbův teleskop změřil teplotu druhé kamenné planety

Umělecká vizualizace kamenné exoplanety TRAPPIST-1 c na oběžné dráze kolem ultra-chladného červeného trpaslíka TRAPPIST-1. Měření emisního spektra přístrojem MIRI na Webbově vesmírném teleskopu potvrdila, že planeta postrádá hustou atmosféru typu Venuše🪐 AstroWiki EncyklopedieVenušeVenuše je druhá planeta od Slunce, pekelné „dvojče Země“ s drtivým tlakem 92 barů, teplotou povrchu 464 °C způsobenou extrémním skleníkovým ...Otevřít heslo v encyklopedii → a její povrch tvoří zřejmě holá sopečná hornina. Kredit: NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI)

Planetární systém TRAPPIST-1, vzdálený 40 světelných let v souhvězdí Vodnáře, představuje ústřední laboratoř moderní exoplanetární astrofyziky. Kolem drobného, ultra-chladného červeného trpaslíka o hmotnosti pouhých devíti procent našeho Slunce🪐 AstroWiki EncyklopedieSlunceSlunce je centrální hvězdou naší planetární soustavy, žlutý trpaslík spektrální třídy G2V, který svou gravitací váže všechna tělesa od plane...Otevřít heslo v encyklopedii → obíhá v neobyčejně kompaktní konfiguraci sedm kamenných planet přibližně zemské velikosti. Hned tři z nich se nacházejí v teoretické obyvatelné zóně, kde by za příhodných podmínek mohla na povrchu existovat kapalná voda. Zásadní otázkou však zůstává, zda si kamenná tělesa v tak těsné blízkosti divokých červených trpaslíků dokážou vůbec vytvořit a dlouhodobě udržet jakoukoliv atmosféru. Červení trpaslíci třídy M jsou totiž ve svém bouřlivém mládí proslulí extrémní magnetickou aktivitou, prudkými erupcemi a intenzivním rentgenovým a ultrafialovým zářením (XUV), které působí jako gigantický meziplanetární fén schopný odfouknout plynný obal planety do mezihvězdného prostoru.

Po publikaci průkopnických měření vnitřní planety TRAPPIST-1 b v březnu 2023 se mezinárodní vědecký tým pod vedením Sebastiana Zieby z Ústavu Maxe Plancka pro astronomii v Heidelbergu a Laury Kreidberg zaměřil na druhou oběžnici soustavy: TRAPPIST-1 c. Výsledky podrobného pozorovacího programu, publikované v prestižním časopise Nature, přinesly jasné, byť pro biology mírně střízlivé rozuzlení. Planeta TRAPPIST-1 c není zahalena do hustého skleníkového závoje oxidu uhličitého jako naše sousední Venuše; jde o pustý, rozpálený svět z holých hornin, obklopený v nejlepším případě jen nepatrným cárem plynů.

Měření sekundárních zákrytů v infračerveném pásmu přístrojem MIRI

Exoplaneta TRAPPIST-1 c dostává od své mateřské hvězdy srovnatelnou dávku energie jako Venuše od Slunce – přesněji řečeno 2,21krát více záření než Země. Vzhledem k její téměř identické velikosti (1,097 násobek poloměru Země) a hmotnosti (1,308 hmotnosti Země) se v astrofyzikální komunitě dlouho spekulovalo, zda nepředstavuje dokonalé extrasolární analogon Venuše s mohutným skleníkovým efektem, tlakem v řádu desítek barů a nepropustnými mračny kyseliny sírové.

K rozluštění této záhady vědci nasadili přístroj MIRI (Mid-Infrared Instrument) na palubě Vesmírného dalekohledu Jamese Webba (JWST). Využili fotometrický filtr F1500W, který propouští infračervené záření na vlnové délce 15 mikrometrů. Volba této vlnové délky nebyla náhodná: právě v tomto spektrálním okně se nachází fundamentální absorpční pás oxidu uhličitého (CO₂). Pokud by planeta měla hustou atmosféru bohatou na oxid uhličitý, plyn by záření z horkého povrchu na 15 mikrometrech účinně absorboval a vyzařoval by jej až z chladnějších vysokých vrstev atmosféry. V takovém případě by planeta v tomto filtru působila výrazně chladněji.

Pozorování probíhala metodou měření sekundárních zákrytů. Během čtyř samostatných oběhů teleskop nepřetržitě sledoval systém v okamžiku, kdy TRAPPIST-1 c procházela za kotoučkem své mateřské hvězdy. Rozdíl v celkovém toku infračerveného záření těsně před tím, než planeta zmizela za hvězdou, a během jejího úplného zastínění odpovídá čisté tepelné emisi z její denní polokoule.

Výsledek byl ohromující ukázkou technických schopností Webba: pokles toku záření způsobený zákrytem činil pouhých 421 miliontin (parts per million, ppm). Z této nepatrné hodnoty vědci vypočítali jasovou teplotu denní strany planety na 15 mikrometrech: 380 Kelvinů neboli přibližně 107 °C, s chybovou odchylkou pouhých ±10 K.

Proč naměřená teplota 107 °C definitivně vylučuje scénář Venuše?

Termodynamická bilance planety nabízí neúprosnou fyzikální logiku. TRAPPIST-1 c má vázanou rotaci, což znamená, že ke své mateřské hvězdě obrací stále stejnou polokouli. Pokud by na planetě existovala hustá atmosféra srovnatelná s Venuší (tlak desítek atmosfér CO₂), došlo by ke dvěma základním jevům:

1. Masivní atmosférická cirkulace – gigantické globální větry – by efektivně transportovala obrovská kvanta tepla z denní strany na věčně tmavou noční polokouli. Tím by se teplota denní strany snížila.
2. Silná absorpce na vlnové délce 15 mikrometrů by způsobila, že vyzařované teplo by pocházelo z chladných vrstev horní mezosféry s teplotami hluboko pod 0 °C.

Naopak, naměřená denní teplota 107 °C přesně odpovídá teoretickému modelu, v němž je denní strana tvořena holou sopečnou horninou s nízkým albedem (podobnou pozemskému či lunárnímu čediči), kde veškeré dopadající hvězdné záření povrch absorbuje a okamžitě jako absolutně černé těleso vyzáří zpět do okolního vesmíru, aniž by docházelo k jakémukoliv přenosu tepla prouděním plynů.

Astrofyzikální modely atmosféry testované týmem vyloučily jakoukoliv hustou atmosféru s tlakem nad 0,1 baru. Z dat vyplývá, že TRAPPIST-1 c nemůže mít:

• Atmosféru bohatou na oxid uhličitý o tlaku větším než 10 milibarů bez přítomnosti aerosolu.
• Silnou oblačnou pokrývku z kapiček kyseliny sírové s hustým plynem, protože i v takovém případě by naměřený tok záření vykazoval odlišné spektrální vlastnosti.

Jedinou teoretickou alternativou, kterou současná data MIRI nemohou se stoprocentní jistotou vyvrátit, je existence extrémně řídké atmosféry tvořené téměř čistým molekulárním kyslíkem (O₂) o tlaku mezi 1 až 100 milibary. Kyslík totiž na vlnové délce 15 mikrometrů nemá žádné výrazné absorpční pásy a plynný obal s nízkou hustotou by nebyl schopen zajistit efektivní přenos tepla na noční stranu.

„V minulosti jsme měli pouze teoretické modely o tom, co se stane s planetami v blízkosti červených trpaslíků. Nyní díky Webbovu teleskopu poprvé přecházíme od dohadů k tvrdým empirickým datům. TRAPPIST-1 c nám ukazuje, že ani planeta o hmotnosti třiceti procent nad Zemí si v této vzdálenosti nedokázala udržet hustý obal z těkavých plynů,“ vysvětluje vedoucí studie Sebastian Zieba z Max Planck Institute for Astronomy.

Mechanismus fotoevaporace a ztráty vody v raných fázích vývoje

Zjištění, že TRAPPIST-1 b i TRAPPIST-1 c jsou de facto obnaženými kamennými koulemi bez podstatné atmosféry, poskytuje neocenitelný vhled do dynamiky vývoje planetárních soustav kolem hvězd s nízkou hmotností. Tyto hvězdy, ačkoliv v dospělosti vyzařují jen zlomek energie našeho Slunce, mají extrémně dlouhou fázi gravitačního smršťování před vstupem na hlavní posloupnost, která trvá stovky milionů let.

Během této rané epochy dosahuje svítivost mladého trpaslíka několikanásobku jeho pozdější stabilní úrovně. Co je však ještě kritičtější, hvězda generuje mohutná magnetická pole, která pohánějí gigantické chromosférické a koronální erupce. Planety TRAPPIST-1 b a c byly v prvních 500 milionech let vystaveny toku rentgenového a EUV záření, jenž byl tisícinásobně vyšší než podmínky na rané Zemi.

Tento proces vede k takzvanému hydrodynamickému úniku atmosféry (hydrodynamic escape):

1. Intenzivní ultrafialové fotony fotolyzují molekuly vody v horních vrstvách atmosféry na vodík a kyslík: 2 H₂O → 2 H₂ + O₂.
2. Lehký vodík absorbuje energii, ohřívá se na tisíce stupňů a uniká do vesmíru v podobě expandujícího planetárního větru.
3. Pokud byl výchozí obsah vody v protoplanetárním disku nízký, planeta ztratí veškeré zásoby vodíku i vody. Zůstane pouze oxidovaný povrch obohacený o těžké oxidy železa a titanu, případně reziduální kyslíková atmosféra, která je následně stržena nápory hvězdného větru.

Výpočty ukazují, že planeta TRAPPIST-1 c mohla během své historie ztratit ekvivalent několika desítek pozemských oceánů vody. Tento katastrofický scénář vysychání nastoluje otázku, zda se planety systému TRAPPIST-1 zformovaly jako „suchá“ kamenná tělesa uvnitř sněžné čáry, nebo zda migrovaly z chladnějších vnějších oblastí disku s původně vysokým obsahem ledu.

Výzva a naděje pro obyvatelnou zónu

Výsledek měření planety c představuje zásadní milník pro astrobiologii. Červení trpaslíci spektrálního typu M tvoří více než 70 % všech hvězd v Mléčné dráze a hostí drtivou většinu kamenných planet velikosti Země. Pokud je ztráta atmosféry univerzálním pravidlem pro všechny planety u těchto hvězd, šance na nalezení obyvatelných světů by se dramaticky snížila.

Naděje se však nyní upírají k vnějším planetám systému: TRAPPIST-1 d, e, f a g. Zejména planeta TRAPPIST-1 e je považována za nejnadějnějšího kandidáta na obyvatelný svět. Obíhá ve vzdálenosti 0,029 AU, dostává zhruba 66 % slunečního toku dopadajícího na Zemi a leží v samém srdci obyvatelné zóny. Díky větší vzdálenosti od mateřské hvězdy byla planeta e vystavena podstatně mírnějšímu toku erozivního záření. Pokud disponovala silnějším vnitřním geomagnetickým polem nebo byla obohacena o těkavé látky pozdním bombardováním kometami, mohla si hustou sekundární atmosféru a kapalný oceán uchovat.

„Pozorování planety TRAPPIST-1 c nám dalo jasnou referenční linku pro vnitřní hranici obyvatelnosti. Víme, že vnitřní planety ztratily své těkavé látky. Nyní musíme zjistit, kde přesně v tomto systému leží hranice přežití atmosféry. Pokud Webb detekuje atmosféru na planetě e nebo f, bude to znamenat, že příroda dokáže najít cestu k ochraně obyvatelných podmínek i v nejdrsnějším hvězdném prostředí,“ shrnula spoluautorka výzkumu Laura Kreidberg z Heidelbergského institutu.

Měření potvrdilo bezkonkurenční fotometrickou citlivost Webbova teleskopu, který dokáže zaznamenat změny v infračerveném jasu na úrovni desítek částic z milionu u objektů vzdálených stovky bilionů kilometrů. V nadcházejících pozorovacích cyklech JWST se mezinárodní týmy zaměří na transmisní spektroskopii planet TRAPPIST-1 d a e s cílem definitivně odhalit, zda v chladnějších zákoutích této slavné soustavy proudí vzduch a šplouchají vlny mimozemských oceánů.

Reference

[1] Zieba, S., Kreidberg, L., Ducrot, E., et al. (2023). No thick carbon dioxide atmosphere on the rocky exoplanet TRAPPIST-1 c. Nature, 620(7975), 746–749.
https://doi.org/10.1038/s41586-023-06232-z

[2] Greene, T. P., Bell, T. J., Ducrot, E., et al. (2023). Thermal emission from the Earth-sized exoplanet TRAPPIST-1 b. Nature, 618(7963), 39–42.
https://doi.org/10.1038/s41586-023-05951-7

[3] Gillon, M., Triaud, A. H. M. J., Demory, B.-O., et al. (2017). Seven temperate terrestrial planets around the nearby ultracool dwarf star TRAPPIST-1. Nature, 542(7642), 456–460.
https://doi.org/10.1038/nature21360

[4] Luger, R., & Barnes, R. (2015). Extreme water loss and chemical evolution of gaseous atmospheres of habitable planets orbiting M dwarfs. Astrobiology, 15(2), 119–143.
https://doi.org/10.1089/ast.2014.1231

[5] Wordsworth, R., & Kreidberg, L. (2022). Atmospheres of Rocky Exoplanets. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 60, 159–201.
https://doi.org/10.1146/annurev-astro-052920-125643