Znikająca planeta: Atmosfera GJ 3470b gwałtownie ulatuje

Znikający świat widziany w ultrafiolecie

Dla astronomów obserwujących w świetle ultrafioletowym, świat wielkości Neptuna oddalony o około 96 lat świetlnych przypomina nie tyle planetę, co kometę. Widma z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a ujawniają rozległy obłok obojętnego wodoru otaczający GJ 3470b, wywiewany z planety i uciekający w przestrzeń kosmiczną; sygnał jest na tyle silny, że naukowcy szacują, iż planeta straciła już znaczną część swojej pierwotnej masy i paruje szybciej niż jakikolwiek inny badany dotąd świat tej klasy.

Jak odkryto sygnał

Detekcja jest wynikiem wielokrotnych obserwacji tranzytu GJ 3470b na tle jej macierzystej gwiazdy – czerwonego karła – wykonanych w linii wodoru Lyman-α w ramach programu Panchromatic Comparative Exoplanet Treasury (PanCET). Dane z Hubble'a wykazują głęboką, powtarzalną absorpcję podczas tranzytu: około 35% w niebieskim skrzydle linii i 23% w skrzydle czerwonym. Te sygnatury wskazują na rozległą, uporządkowaną otoczkę obojętnego wodoru, sięgającą daleko poza płat Roche'a planety. Pomiary te pozwoliły zespołowi wymodelować uciekającą materię i oszacować współczesne tempo utraty obojętnego wodoru na poziomie 10^10 gramów na sekundę.

Fizyka ucieczki: nagrzewanie, ciśnienie promieniowania i granice Roche’a

Planety znajdujące się na bliskich orbitach są kąpane w promieniowaniu rentgenowskim i ekstremalnym ultrafiolecie (XUV) swoich gwiazd. Energia ta nagrzewa górne warstwy atmosfery, wprowadzając ją w przepływ hydrodynamiczny: gaz rozszerza się, aż poszczególne cząstki uciekają spod wpływu grawitacji planety. W przypadku GJ 3470b proces ten jest potęgowany, ponieważ świat ten ma stosunkowo niską gęstość i krąży wokół młodego, aktywnego karła typu M, więc ciśnienie promieniowania gwiazdy i strumień wysokiej energii wypychają obojętny wodór z dużą prędkością. Symulacje numeryczne, łączące obserwowane promieniowanie gwiazdy z dynamiką cząstek, odtwarzają sygnatury absorpcji Hubble'a i sugerują, że planeta traci materię znacznie szybciej niż badane wcześniej ciepłe Neptuny.

Kształt egzosfery wskazówką dotyczącą dynamiki

Absorpcja GJ 3470b jest asymetryczna pod względem prędkości, z komponentami przesuniętymi zarówno ku błękitowi, jak i ku czerwieni. Taki wzorzec – rozciągnięte niebieskie skrzydło wskazujące na atomy przyspieszane w kierunku od gwiazdy oraz czerwone skrzydło odpowiadające gęstemu, wolno poruszającemu się gazowi – sugeruje istnienie wielu regionów w uciekającym strumieniu. Analiza faworyzuje elipsoidalną, wydłużoną termosferę, która może rozciągać się na dziesiątki promieni planetarnych przed i za planetą, i może zawierać warstwę uderzeniową, w której wypływający gaz planetarny zderza się z wiatrem gwiazdowym. To właśnie te szczegóły geometryczne pozwalają astronomom przejść od samej detekcji obłoku do oszacowania historii utraty masy.

Ile masy już uciekło i co przyniesie przyszłość

Rzutując wstecz wywnioskowane tempo ucieczki przy rozsądnych założeniach dotyczących przeszłej aktywności gwiazdy, zespół szacuje, że GJ 3470b mogła już stracić od około 4% do 35% swojej obecnej całkowitej masy w ciągu około dwóch miliardów lat swojego istnienia – a odsetek ten mógłby być większy, gdyby gwiazda była znacznie jaśniejsza w zakresie XUV w młodości. Dalsza ucieczka przy porównywalnym średnim tempie mogłaby pozbawić planetę większości wodorowej otoczki w ciągu kilku miliardów lat, pozostawiając po sobie znacznie mniejsze, skaliste jądro – jest to ścieżka ewolucyjna, która może pomóc wyjaśnić, dlaczego obserwuje się tak niewiele planet wielkości Neptuna bardzo blisko ich gwiazd. Obliczenia te obarczone są jednak znaczną niepewnością: tempo utraty masy zależy od niepewnej historii aktywności gwiazdy, składu i struktury termicznej atmosfery oraz oddziaływań z wiatrem gwiazdowym.

Kontekst: pustynia parowania i ewolucja populacji

Przeglądy egzoplanet od dawna odnotowują relatywny niedobór planet o średnich rozmiarach na krótkich dystansach orbitalnych – cechę tę nazywa się czasem „pustynią parowania”. Jednym z wyjaśnień jest to, że wiele ciepłych Neptunów uformowało się z grubymi otoczkami wodorowo-helowymi, ale zostały one zredukowane do superziem i minineptunów przez długotrwałą ucieczkę atmosferyczną. GJ 3470b znajduje się blisko krawędzi tej pustyni, a jej wyraźna, trwająca utrata masy stanowi bezpośredni, obserwowalny przykład mechanizmu erozji w działaniu. Porównanie GJ 3470b z lepiej znanym parującym Neptunem GJ 436b pokazuje, że charakter ucieczki może się znacznie różnić między podobnymi planetami ze względu na różnice w gęstości i aktywności gwiazdy macierzystej.

Wyzwania obserwacyjne i kluczowe znaczenie ultrafioletu

Badanie ucieczki wodoru opiera się na spektroskopii ultrafioletowej, co wiąże się z poważnym ograniczeniem obserwacyjnym: ośrodek międzygwiazdowy rozprasza i pochłania linię Lyman-α, więc dostępne są tylko stosunkowo bliskie układy – w promieniu około 150 lat świetlnych i z korzystną linią widzenia. Możliwości ultrafioletowe Hubble'a były zatem niezbędne, a wieloepokowe podejście programu PanCET pozwoliło na oddzielenie sygnałów planetarnych od zmienności gwiazdowej i efektów instrumentalnych. Uzupełniające znaczniki, takie jak hel widziany w podczerwieni, omijają niektóre ograniczenia linii Lyman-α i są dostępne dla instrumentów takich jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba oraz naziemne spektrografy nastrojone na linie helu; obserwacje te mają wysoki priorytet, ponieważ mogą badać regiony przepływu o niższej prędkości i pomóc w dokładnym bilansowaniu całkowitej utraty masy.

Otwarte pytania i kolejne kroki

Pomimo klarowności sygnału z Hubble'a, kluczowe niepewności pozostają. Przeliczenie zmierzonego tempa utraty obojętnego wodoru na całkowitą utratę masy atmosferycznej wymaga założeń dotyczących równowagi jonizacyjnej i frakcji cięższych pierwiastków porywanych w strumieniu odpływowym. Historia wysokiej energii gwiazdy – jak jasna była w zakresie XUV, gdy była młoda – dominuje w szacunkach całkowitej utraty masy i jest ograniczona jedynie pośrednio. W przyszłości astronomowie planują wielofalowe obserwacje uzupełniające: poszukiwania helu w podczerwieni, dodatkowy monitoring w ultrafiolecie w celu sprawdzenia długoterminowej stabilności lub zmian związanych z aktywnością gwiazdy oraz przeglądy porównawcze rozszerzające próbkę ciepłych Neptunów obserwowanych w linii Lyman-α. Razem te obserwacje doprecyzują rolę parowania w kształtowaniu populacji egzoplanet.

GJ 3470b jest zatem zarówno laboratorium, jak i ostrzeżeniem: pod nieustannym wpływem pobliskiej gwiazdy, świat może powoli przeobrażać się w coś zupełnie innego. Ta ewolucja – chaotyczna, rozciągnięta w czasie i widoczna, jeśli wie się, gdzie patrzeć – może być powszechnym rozdziałem w historii życia wielu planet krążących wokół małych, aktywnych gwiazd.

Źródła

• Astronomy & Astrophysics (praca badawcza: „Hubble PanCET: an extended upper atmosphere of neutral hydrogen around the warm Neptune GJ 3470b”).
• Johns Hopkins University / materiały prasowe PanCET dotyczące obserwacji Hubble'a dla GJ 3470b.
• Space Telescope Science Institute (wsparcie misji Hubble'a i dokumentacja programu PanCET).