Menu Zamknij

Siedem planet piekielnych – czyli o warunkach do życia na exoplanetach

20 lutego 2017 roku NASA opublikowała notkę prasową o planowanej konferencji, na której „ogłoszone zostanie okrycie związane z planetami pozasłonecznymi”. Ta informacja obiegła Internet niesłychanie szybko. Wszak żyjemy w czasach, kiedy odkrywanie planet pozasłonecznych (zwanych „egzoplanetami”) jest na porządku dziennym. Pytanie o to, dlaczego NASA poświęca specjalną uwagę jakiemuś konkretnemu odkryciu, zainicjowało całą lawinę plotek. Na specjalistycznych forach internetowych bardzo szybko pojawił się przeciek, że chodzi o egzoplanety orbitujące wokół gwiazdy o nazwie TRAPPIST-1. Faktycznie, w dwa dni później, na konferencji w Waszyngtonie ogłoszono odkrycie „niesamowitego przypadku” układu planetarnego, w którym co najmniej siedem planet o masie i rozmiarach podobnych Ziemi orbituje wokół gwiazdy odległej o 39,5 roku świetlnego stąd. Smaczku dodał fakt, że aż trzy z siedmiu ziemiopodobnych planet miały znajdować się w tak zwanej „ekosferze”, czyli w takiej odległości od gwiazdy, w której woda może być utrzymywana w stanie ciekłym. Gdzie woda, tam i życie – przynajmniej według myślowego skrótu, – a gdzie życie, tam medialna sensacja. Historia związana z układem TRAPPIST-1 jest jednak bardziej skomplikowana, by od razu diagnozować prawdopodobieństwo rozwoju w nim życia. Jest to historia złożona, najeżona pytaniami bez łatwych odpowiedzi, ale też pełna fantastycznych spekulacji.

 

I. Planety to małe piwo

Wiadomość o planetach w układzie TRAPPIST-1 nie była niczym nowym. Już od 2016 roku wiadomo było o co najmniej trzech planetach tam krążących. Prawdziwym sukcesem było to, że odkrycia dokonano za pomocą teleskopu średnicy 60 cm. W dzisiejszych czasach, kiedy buduje się wielometrowe instrumenty, teleskopy o średnicy jednego metra i mniej zaliczane są do klasy teleskopów małych. W Polsce znajduje sie kilka teleskopów o średnicy 60 cm. Teraz, kiedy już obiekt jest znany, można by spróbować zaobserwować sygnał od planet TRAPPIST-1 spod Krakowa, Wrocławia czy Warszawy. Jednakże, aby dokonać odkrycia, potrzebne są doskonałe warunki obserwacyjne oraz odpowiednia selekcja obiektów do obserwacji. W celu spełnienia tych warunków powstał program Mały Teleskop do Tranzytujących Planet i Planetozymali.

Nazwa ta jest nieprzypadkowa: projekt prowadzony jest przez grupę astronomów z Belgii, gdzie bardzo popularne jest piwo produkowane przez zakon Trapistów. Astronomowie tak rozsmakowali się mniszym trunku, że postanowili nazwać swój projekt ku jego czci: TRansiting Planets and PlanestIsimals Small Telescope – w skrócie TRAPPIST. W 2016 roku można było przeczytać o odkryciu dwóch pierwszych planet przez astronomów, którzy nazwali teleskop tak jak swoje ulubione piwo [„Urania” nr 4/2016]. To właśnie oni. W tej chwili w skład instrumentarium wchodzą dwa teleskopy: TRAPPIST-Północny, w Maroku i TRAPPIST-Południowy, w Obserwatorium ESO w La Silla, Chile. Obydwa instrumenty są dedykowane zbieraniu blasku najmniejszych i najchłodniejszych gwiazd w otoczeniu Słońca: ultrachłodnych karłów.

Za pomocą teleskopu południowego, jesienią 2015 roku, zaobserwowana została niepozorna, czerwona gwiazda, tuż na granicy widoczności. Jej blask zmieniał w charakterystyczny sposób: zupełnie tak, jakby dochodziło do jej zaćmiewania przez jakieś orbitujące wokół niej, niewielkie i ciemne obiekty. Kandydatka na układ planetarny nosiła nazwę katalogową 2MASS J23062928-0502285, a jej magnitudo w zakresie widzialnym było zaledwie 18,8 (czyli bardzo, bardzo mało). Konieczne było natychmiastowe zebranie nowych danych z użyciem największych dostępnych teleskopów. Z pomocą przyszedł 8-metrowy Bardzo Duży Teleskop w Chile, 2-metrowy Chandra w Indiach oraz 3,8-metrowy Teleskop Podczerwony na Hawajach. Po 62 nocach obserwacji i miesiącach opracowywania danych było już wiadomo, że wokół badanej gwiazdy orbitują co najmniej dwie planety o rozmiarach podobnych Ziemi. Następne miesiące miały  zaowocować obserwacjami z Obserwatorium Południowoafrykańskiego SAAO, rezerwacją czasu na kosmicznym teleskopie Hubble’a, setkami godzin wykonanych przez teleskop kosmiczny Spitzer oraz dziesiątkami godzin na innych wielkich teleskopach z całego świata. Gwiazda otrzymała w końcu przyjemniejszą nazwę: TRAPPIST-1, a kolejno potwierdzane i odkrywane jej planety: TRAPPIST-1b, c, d, e, f, g i wreszcie TRAPPIST-1h.

Protogwiazdy otoczone dyskami protoplanetarnymi zaobserwowane przez Teleskop Hubble’a w Mgławicy Oriona, około 1500 lat świetlnych stąd. Czarne otoczki to grube dyski pyłowe otaczające rodzące się gwiazdy. Z tych dysków powstaną w nieodległej przyszłości nowe planety.

II. Masowe odkrywanie planet

Planety orbitujące bardzo blisko swoich gwiazd są obecnie niemożliwe do zaobserwowania bezpośrednio, dlatego poszukiwanie egzoplanet wymaga metod pośrednich. Jeden z pomysłów na odkrywanie planet opiera się na prostym założeniu: jeśli dana gwiazda ma planety, a one orbitują taki sposób, że płaszczyzna ich orbity leży na linii patrzenia obserwatora z Ziemi, to prędzej czy później obserwator zobaczy zaćmienie tej gwiazdy przez jej planetę. Jedyne co trzeba robić, to obserwować gwiazdę i monitorować, czy jej blask się zmienia w charakterystyczny sposób. Ultrachłodne karły wydają się być szczególnie ciekawe. Po pierwsze, są małe. To pozwala odkrywać niewielkie planety, bowiem nawet mała planeta znacząco zaćmi blask swojej gwiazdy macierzystej. Po drugie, planety krążą dość blisko nich. Takie ciasne orbity powodują, że okres orbitalny planet (odpowiednik ziemskiego roku) jest krótki i wyraża się w pojedynczych ziemskich dobach. Możemy zatem liczyć, że w ciągu, na przykład, miesiąca obserwacji, zaobserwujemy co najmniej dwie sygnatury zaćmienia gwiazdy przez tę samą planetę. Dzięki temu można ułożyć plan obserwacyjny na wiele obiektów w ciągu roku, przez co zwiększają się szanse na znalezienie planet wokół którejś z badanych gwiazd. Odkrywanie planet przez poszukiwanie zaćmień nosi nazwę „metody tranzytów”. Tym sposobem odkryto już tysiące planet pozasłonecznych, głównie z użyciem Obserwatorium Orbitalnego Kepler. Używając właśnie tego teleskopu, w marcu, Rodrigo Luder i jego grupa ostatecznie potwierdzili istnienie siódmej planety w układzie.

Krzywa blasku potrójnego zaćmienia gwiazdy przez jej planety. Spadek ilości blasku jest spowodowany tranzytem planety na tle gwiazdy Trappist-1. Trzy spadki blaski są spowodowane przez trzy różne planety o różnych rozmiarach, orbitujących z różnych odległościach od swojej gwiazdy macierzystej. Obserwacja została dokonana 25 grudnia 2015 roku. Źródło: publikacja Gillon i inni 2017.

 

III. Gwiazda TRAPPIST-1: ultrachłodny karzeł

Gwiazda TRAPPIST-1 to tak zwany czerwony karzeł. Do tej klasy przynależą najmniej masywne gwiazdy, które w swoim rdzeniu produkują energię w procesie fuzji wodoru w hel. Ich temperatura powierzchni wynosi mniej niż 4500 stopni Celsjusza, przez co nazywa się je gwiazdami chłodnymi. Obiekty mniej masywne od czerwonych karłów nigdy nie będą produkowały energii w procesie fuzji, a ich temperatura powierzchni może wynosić nawet pojedyncze stopnie Celsjusza. Takie obiekty zwane są brązowymi karłami. Granica masy pomiędzy czerwonymi a brązowymi karłami leży pomiędzy 0,07 i 0,08 masy Słońca. TRAPPIST-1 posiada masę 0,08 masy Słońca. Ten czerwony karzeł jest tuż na granicy bycia gwiazdą. Ze względu na niską temperaturę powierzchni (około 2800 stopni Celsjusza), TRAPPIST-1 oraz obiekty mu podobne zwane są ultrachłodnymi karłami. Co ciekawe, ultrachłodne karły sa tylko nieznacznie większe od Jowisza. Wynika z tego, że taka chłodna oraz mała gwiazda emituje bardzo niewiele energii. Ten fakt, po części, jest odpowiedzialny za możliwość formowania się gęstego dysku gazowo-pyłowego już na samym początku „rodzenia się” gwiazdy, kiedy jest ona jeszcze protogwiazdą. Dzięki najnowszym badaniom nad protogwiazdą o nazwie WISE J0808-6443 wiemy, że dysk pyłowy może istnieć już w ciągu pierwszych 45 milionów lat formowania się protogwiazdy. Wbrew pozorom, kilkadziesiąt milionów lat to bardzo krótki okres w skali formowania się gwiazd. Gwiazdy najmniej masywne formują się przez nawet miliard lat, zanim w ich rdzeniu dojdzie do reakcji fuzji wodoru w hel. Inne badania przewidują, że formowanie się planet to proces o skali czasowej kolejnych kilkudziesięciu milionów lat. Studia nad WISE J0808-6443 pozwalają więc na zaistnienie niezwykle ciekawego scenariusza: planety mogą być uformowane jeszcze zanim protogwiazda stanie się czerwonym karłem!

 

IV. Co wiadomo u układzie TRAPPIST-1?

Znamy bardzo dobrze odległości planet od gwiazdy, rozmiary planet oraz mamy pewne szacunki dotyczące ich mas. Względne rozmiary tranzytujących planet można oszacować po tym, w jaki sposób zaćmiewają one swoją gwiazdę. Ich obserwowalne rozmiary będą zależne od rozmiarów samej gwiazdy, a te z kolei znamy z przewidywań teoretycznych oraz z obserwacji. Znając masę gwiazdy oraz mierząc czas pomiędzy kolejnymi zaćmieniami dla tej samej planety, da się łatwo wyznaczyć rozmiary jej orbity. Masy samych planet zostały oszacowane na bazie założenia, że planety znacząco oddziałują pomiędzy sobą grawitacyjnie. Najbliższe planety miały się wzajemnie nieco przyciągać, co powodowało, że ich okresy obiegu wokół gwiazdy były minimalnie zmienne. Dzięki danym z kosmicznego teleskopu Spitzer pokazano, że zmiana okresowości zaćmień rzeczywiście ma miejsce – tak jak przewidzieli belgijscy astronomowie. To pozwoliło oszacować masy planet, dzięki czemu teraz wiemy, że są one faktycznie rozmiarami i gęstością podobne do Ziemi (przy czym formalna niepewność wyznaczonych mas dochodzi nawet do 90%, komentarz o tym będzie poniżej). Poznane parametry planet zebrane są w tabeli 1.

Parametry orbit planet w układzie TRAPPIST-1.

Co ciekawe, najbardziej wewnętrzna planeta w układzie znajduje się bliżej swojej gwiazdy, niż księżyc Kalisto względem Jowisza! Co więcej, cały układ mieści się w zaledwie 1/5 odległości Merkurego od Słońca. Astronomowie zaczęli się poważne zastanawiać, w jaki sposób ten układ w ogóle utrzymuje się w całości. Po przeprowadzeniu szeregu symulacji komputerowych wyszło, że wzajemne oddziaływanie grawitacyjne planet na siebie powinno rozsypać układ w czasie pół miliarda lat. Okazuje się jednak, że planety te orbitują w bardzo stabilnych konfiguracjach, a ich okresy orbitalne są ze sobą ściśle powiązane. Takie „rezonanse” sugerują, że układ jest całkiem stabilny. Najnowsze szacunki jednak wciąż dają tylko kilka procent szans na przetrwanie tego układu dłużej niż miliard lat. Ciekawie wygląda to w zestawieniu z jeszcze nowszymi wynikami z teleskopu Kepler, wedle których TRAPPIST-1 ma gdzieś pomiędzy 3 a 8 miliardów lat. Wszystkie powyższe czynniki poważnie przekładają się na potencjalne warunki tam panujących. Niemniej, układ siedmiu planet w masie podobnych do Ziemi jest niebagatelnym znaleziskiem sam w sobie. Dodatkowo, aż trzy planety w układzie znajdują się w tak zwanej „ekosferze”.

Porównanie rozmiarów układu TRAPPIST-1 z orbitami Księżyców Galileuszowych oraz z rozmiarem Układu Słonecznego

V. Warunki na egzoplanetach

Ekosfera, ekostrefa, Strefa Złotowłosej, czy tez Pas Zamieszkiwalności – to wszystko nazwy zakresu odległości od gwiazdy, w którym jej energia oświetlająca daną planetę umożliwia występowania na tej planecie wody w stanie ciekłym. Wszyscy się bowiem spodziewają, że woda w stanie ciekłym znacznie zwiększa szanse na rozwój życia. Wydaje się więc, że wystarczy policzyć, ile energii pada na powierzchnię planety i tak znaleziona „temperatura równoważna” określi, czy na danej planecie może rozwijać się życie, czy nie. W przypadku układu TRAPPIST-1 w tak prosto policzonej ekosferze znajdują się aż trzy planety: TRAPPIST-1e, f i g. Zanim zostanie odtrąbiony sukces, warto rozważyć pewne utrudnienia w obliczaniu rozmiarów ekosfery.

 

V.1 Atmosfera planet.

Obecność powłoki gazowej jest niesłychanie ważna dla utrzymania odpowiedniej temperatury planety. Brak atmosfery lub atmosfera zbyt rzadka spowoduje, że woda najzwyczajniej wyparuje z planety lub zamarznie i zostanie przykryta wypłowiałym planetarnym pyłem – regolitem. Taki scenariusz rozegrał się w przypadku planety Mars. Z drugiej strony, atmosfera zbyt gęsta i obfita w niekorzystne związki chemiczne spowoduje rozwój bardzo silnego efektu cieplarnianego, a na powierzchni planety będą panowały temperatury rzędu 400 stopni Celsjusza. Taką sytuację zastały sondy Wenera, które wylądowały na powierzchni Wenus. Zarówno Wenus jak i Mars znajdują się wewnątrz ekosfery, mają tak samo porównywalne rozmiary i masy z Ziemią, jak planety układu TRAPPIST-1, a jednak warunki obecnie na nich panujące zdecydowanie zabraniają obecności wody w stanie ciekłym  przez cały czas. W przypadku TRAPPIST-1 nie wiadomo nic o atmosferach planet.

 

V.2 Kleszcz pływowy i rotacja synchroniczna

Oddziaływanie grawitacyjne ciał niebieskich nie kończy się na prostym przyciąganiu. W przypadku satelitów na odpowiednio ciasnych orbitach może dojść do zrównania się okresu rotacji satelity wokół jego własnej osi z jego okresem obiegu wokół głównego ciała. Tę sytuację nazywa się „rotacją synchroniczną”. Występuje ona w przypadku Księżyca Ziemi oraz w przypadku Księżyców Galileuszowych. Ekstremalnym przypadkiem jest układ Plutona i jego księżyca, Charona. Obydwa ciała niebieskie są w rotacji synchronicznej, czyli są zwrócone do siebie wciąż tą samą stroną. Przypadkiem ogólnym, który ostatecznie prowadzi do rotacji synchronicznej jest zjawisko zakleszczenia pływowego (ang. tidal lock), w którym rotacja jednego ciała w układzie jest skoordynowana z jego okresem orbitalnym. Odpowiadają za to te same efekty, które powodują pływy oceaniczne na Ziemi (stąd nazwa: efekty pływowe). Coś takiego dzieje się w przypadku Merkurego, którego jeden obrót „słoneczny” wokół własnej osi jest równy dwóm obiegom wokół Słońca. Taka sytuacja ma miejsce, bowiem orbita Merkurego nie jest idealnie kołowa.

W przypadku TRAPPIST-1 wszystkie planety są nastawione na szybkie zakleszczenie pływowe, a najbardziej wewnętrzne planety są narażone nawet na rotację synchroniczną w krótkim czasie. Jeśli założyć, że układ TRAPPIST-1 istnieje już od 4,5 miliarda lat (jak Układ Słoneczny), to można łatwo wykazać, że wszystkie planety znajdują się już w rotacji synchronicznej (sytuację dla takich układów przedstawił James Kasting już w 1993 roku). Skutki tego są dramatyczne: jedna połowa planety jest nieustannie oświetlona, a druga jest w permanentnym cieniu. Nie można mówić o żadnej ekosferze. Niektórzy próbują ratować sytuację wyobrażając sobie względnie dobrą temperaturę w miejscach, gdzie na planecie jest nieustanny wschód lub zachód „słońca”. Niestety, takie miejsca są też hipotetycznie nastawione na potężne huragany, o ile w ogóle jest tam jakaś atmosfera.

 

V.3 Rozgrzewanie pływowe

Siły pływowe są odpowiedzialne za drobne rozciąganie satelitów wzdłuż linii oddziaływania grawitacyjnego ciał niebieskich. Rozciąganie to powoduje nieustanne ruchy wewnątrz satelitów, wewnętrzne tarcie i w efekcie, rozgrzewanie ich od środka. Najlepszym przykładem jest efekt pływowy Jowisza na jego księżyc, Io. Pomimo że Io jest księżycem starym jak Układ Słoneczny, na jego powierzchni wciąż występuje aktywność wulkaniczna, a jego powierzchnia wciąż się kształtuje. Rozgrzewanie planety TRAPPIST-1b może być nawet trzy razy bardziej efektywne, niż w przypadku Io. Oddziaływanie na pozostałe planety jest tak duże, że przewyższa ono ogrzewanie Ziemi przez jej naturalne procesy utrzymujące płynne jądro i półpłynny płaszcz. Jedynie w przypadku planet zewnętrznych: TRAPPIST-1f i h można mówić o zaniedbywalnym rozgrzewaniu pływowym. Wygląda na to, że wszystkie wewnętrzne planety są bardzo aktywne wulkanicznie.

Rozgrzewanie pływowe, z punktu widzenia czystej fizyki, oznacza wyciąganie energii potencjalnej ukrytej w rotacji planety oraz w jej ruchu obiegowym. Jeśli planeta kręci się „za szybko”, niż gdyby miała rotować synchronicznie z okresem obiegu, to wtedy jej rotacja jest spowalniana, a energia z rotacji jest tracona w postaci tarcia jej wewnętrznych części o siebie. W podobnym tonie rotacja planety może być przyspieszana. Innym źródłem energii kształt orbity planety. Jeśli nie jest on kołowy, to planeta będzie poruszała się po swojej orbicie szybciej będąc bliżej swojej gwiazdy. Analogicznie, prędkość planety w jej największym oddaleniu od gwiazdy będzie najmniejsza. Jak się można domyśleć, siły pływowe będą działały nierównomiernie w czasie, spowalniając planetę kiedy ta będzie najbliżej gwiazdy. Orbita będzie powoli zacieśniana, a jej ekscentryczność zmaleje do zera. Rzecz jasna, jeśli w układzie znajduje się więcej obiektów, to na rzeczoną planetę będzie działało więcej grawitacyjnych czynników. To z kolei spowoduje, że ekscentryczność jej orbity niemalże nigdy nie zejdzie do zera, a sama planeta będzie podgrzewana pływowo przez o wiele dłuższy czas. Dobrym przykładem jest znów Io, który chociaż jest w rotacji synchronicznej, to posiada orbitę ekscentryczną ze względu na oddziaływanie na niego pozostałych Księżyców Galileuszowych. Ta ekscentryczność jest źródłem energii manifestującej się w postaci aktywności wulkanicznej.

Co ciekawe, ekscentryczność orbity planety może być cyklicznie zmieniana przez jakieś inne ciało orbitujące wokół tej samej gwiazdy. Aby taka cykliczność została osiągnięta, trzecie masywne ciało musi orbitować wokół gwiazdy pod innym kątem niż nasza bohaterska planeta. Następować będzie cykliczne oddziaływanie na sienie nachylenia płaszczyzny orbitalnej (inklinacji) oraz ekscentryczności orbity. Taka zmienność nosi nazwę „mechanizmu Kozai” tudzież „oscylacji Kozai-Lidowa”. Jak widać, Wszechświat daje nam całkiem sporo źródeł energii, które morą znaleźć ujście w postaci ogrzewania pływowego planet.

Wulkan na księżycu Jowisza. Aktywność wulkaniczna na Io jest możliwa wyłącznie dzięki podgrzewaniu wnętrza księżyca przez pływy grawitacyjne Jowisza. Sekwencja zdjęć wykonana przez sondę New Horizons. Animacja dzięki NASA.

V.4 Aktywność gwiazdowa

Czerwone karły są złośliwe, jeśli można tak wyrazić swoją profesjonalną opinię. Te małe, chłodne gwiazdy są wybitnie aktywne magnetycznie. Nieustannie strzelają wysokoenergetycznymi rozbłyskami, rozsiewają po okolicy naładowaną plazmę i przejawiają nieustannie rozległe plamy gwiazdowe. W efekcie tego, całe otoczenie czerwonych karłów jest wręcz wypełnione bardzo zmiennym promieniowaniem rentgenowskim, które sterylizuje wszystko w okolicy. Jedynym ratunkiem dla planet wydaje się tarcza z własnego, silnego pola magnetycznego. Planetarna magnetosfera mogłaby, w teorii, osłonić związki organiczne na powierzchni planet w pasie zamieszkiwalności. Nawet możliwe by było podtrzymanie odpowiednio gęstej atmosfery. Nie wiemy jednak nic o polu magnetycznym tych planet, ale ich niewielka masa nie daje wiele nadziei. Nawet z obecnym polem magnetycznym, każda wewnętrzna planeta TRAPPIST-1 utraciłaby w ciągu miliarda lat tyle wody, ile mieści się w kilkunastu ziemskich oceanach. Planety od czwartej i dalsze utraciłyby równoważność „zaledwie” jednego ziemskiego oceanu (bagatela, ciut ponad miliarda miliardów ton wody). Jak wynika ze studiów specjalistki od efektów pływowych, Emeline Bolmont, najlepsze warunki na utrzymanie wody miałyby planety orbitujące wokół… brązowych karłów.

Czerwone karły mają tendencję do silnych rozbłysków mających miejsce na ich powierzchni. Rozbłyski są źródłem promieniowania X, które mogą wysterylizować planetę, jeśli ta znajduje się zbyt blisko swojej gwiazdy macierzystej.

V.5 Księżyce

Obecność dużego satelity na orbicie planety wydaje się dobrze wpływać na powstawanie na niej życia. Masywny księżyc stabilizuje bowiem oś rotacji planety, a to pozwala na utrzymanie stabilnego klimatu. Ponownie, dla przykładu, Mars posiada niestabilną oś rotacji. Podejrzewa się, że waha się ona o nawet 60 stopni w ciągu milionów lat. Z kolei Wenus rotuje wspak, jeśli porównać ją z pozostałymi planetami. Wyjaśnieniem tego stanu rzeczy może być właśnie brak masywnego satelity i „wywrócenie się” osi rotacji do góry nogami. Obecność stabilnego satelity wokół ciała niebieskiego jest możliwa, jeśli ten satelita znajduje się pomiędzy dwoma krytycznymi odległościami od planety: księżyc nie może być bliżej niż pozwala na to odległość Roche’a, bo ulegnie dezintegracji i nie może być dalej niż wynosi promień Hilla, bo oddziaływanie grawitacyjne planety będzie zbyt słabe, by go utrzymać na orbicie. W przypadku wszystkich planet układu TRAPPIST-1 kombinacja powyższych limitów uniemożliwia istnienie stabilnych orbit satelitów. Na próżno szukać tam księżyców.

 

V.6 Chłodzenie protogwiazdy

Przykład wspomnianej wcześniej WISE J0808-6443 uświadamia, że planety mogą tworzyć się już na etapie tworzenia się protogwiazdy. Pociąga to za sobą silne konsekwencje, bowiem protogwiazdy emitują zdecydowanie więcej energii, niż młode gwiazdy. To znaczy, że rozmiary hipotetycznego pasa zamieszkiwalności wokół ówczesnej protogwiazdy TRAPPIST-1 były znacznie większe, a sam pas był przesunięty bardziej na zewnątrz układu. W miarę osiągania przez TRAPPIST-1 statusu gwiazdy, ekosfera przesuwała się w jej stronę oraz się zacieśniała. Możliwe zatem, że planety zewnętrzne kiedyś posiadały warunki do powstania życia (jeśli zaniedbamy wszystkie wyżej wymienione problemy). Z drugiej strony, planety wewnętrzne układu znajdują się wewnątrz „ekosfery” dopiero teraz. Czy to wyklucza możliwość rozwoju życia? Trudno powiedzieć, ale na pewno nie jest to czynnik pozytywny.

Artystyczna wizualizacja dysku protoplanetarnego wokół protograzdy. Dysk, w uproszczeniu, składa się z dwóch części. Część wewnętrzna jest tak podgrzana przez protogwiazdę, że woda w praktycznie w niej nie występuje, będąc wywiewaną przez wiatr gwiazdowy. Granica rozdzielająca dwie części dysku zwana jest Linią Mrozu.

V.7 Migracje planetarne

W kontraście do poprzedniego, istnieją przesłanki mówiące, że planety układu TRAPPIST-1 zaczęły się formować nieco dalej od gwiazdy. Dopiero w późniejszym procesie oddziaływania z materią dysku pyłowego zaczęły się przybliżać do centrum układu. Kto wie, może kiedyś były jeszcze bardziej wewnętrzne planety, pomiędzy gwiazdą TRAPPIST-1 oraz egzoplanetą TRAPPIST-1b, ale w procesie migracji opadły na gwiazdę lub w ogóle zostały wyrzucone z układu. Takie scenariusze również są prawdopodobne. Pewne jest jednak, że najbardziej zewnętrzna z planet układu, TRAPPIST-1h, przebywa obecnie za tak zwaną „linią mrozu”, gdzie woda jest permanentnie zamrożona. Dodatkowo, ta planeta wydaje się mieć gęstość mniejsza od Ziemi, przez co można domniemywać, że na jej powierzchni znajduje się skorupa lodowa, podobnie jak na Enceladusie, Europie, Trytonie lub Plutonie. Może pod tą skorupą są warunki na utrzymanie oceanu ciekłej wody? Wszystkie powyższe czynniki utrudniające powstawanie życia na powierzchni planet działają na korzyść utrzymania oceanu pod warstwą lodu. Jeszcze mało kto na poważnie rozważa egzooceany, dlatego pozostają one w sferze silnych spekulacji.

Diagram zestawiający masę znanej egzoplanety z jej rozmiarem. Linie prezentują teoretyczne przewidywania wobec planet o różnym składzie chemicznym.

VI. Szacunki wciąż trwają

Chociaż rozmiary planet oraz ich orbity są poznane całkiem nieźle, to oficjalne szacunki mas obarczone są dużymi niepewnościami. Jest całkiem prawdopodobne, że ostatecznie wyznaczone masy będą inne od tych podawanych do tej pory. Najlepszym przykładem jest zupełnie nowa praca Songhu Wang z 17 kwietnia 2017 roku, w której autorzy określili masy planet na (licząc planety od b do h): 0,79, 1,63, 0,33, 0,24, 0,34, 0,566 oraz 0,086 masy Ziemi. Są to wyniki absolutnie różne od tych z artykułu o odkryciu układu. Te nowe szacunki mas bardzo silnie wpływają na możliwe atmosfery planet, na ich pola magnetyczne, skład chemiczny i ogrzewanie przez tarcie pływowe. Dopiero się uczymy.

 

VII. Perspektywy na przyszłość

Odkrycie układ siedmiu planet TRAPPIST-1 zostało ogłoszone w lutym 2017 roku. W ciągu zaledwie dwóch miesięcy odkryto kilka układów innych planet pozasłonecznych podobnych do Ziemi (na przykład odkryta w kwietniu planeta ziemiopodobna LHS 1140b). Ponadto, na początku kwietnia 2017, już w dwa dni po opublikowaniu danych obserwacyjnych z teleskopu Kepler, amatorzy astronomii pod przewodnictwem astronomów z Australii odkryli układ czterech planet podobnych do Ziemi orbitujących wokół gwiazdy podobnej do Słońca (w tym miejscu gorąco zachęcam wszystkich amatorów astronomii oraz studentów do zapoznania się z internetowym projektem Zooniverse: Exoplanet Explorers, w którym to od 5 kwietnia zdążono odkryć rzeczony układ poczwórny oraz ponad 100 kandydatów na planety). Trzeba też przypomnieć o ziemiopodobnej planecie orbitującej wokół najbliższej nam gwiazdy, Proxima Centauri, o której istnieniu dowiedzieliśmy się w 2016 roku. Takich odkryć jest coraz więcej, dlatego można się spodziewać coraz lepszych metod badawczych, lepszych statystyk oraz finansowania nowych misji skierowanych na studiowanie planet. Powoli zmierzamy w kierunku detekcji atmosfer egzoplanet i badania ich składu. Przykład TRAPPIST-1 uzmysłowił również, że jesteśmy w stanie obserwować zaćmienia gwiazd przez planety tylko trzykrotnie większych od księżyca Jowisza, Ganimedesa. Skoro tylu rzeczy dowiedzieliśmy się już w dwa miesiące po odkryciu układu siedmiu ziemskich planet, to co czeka nas w przyszłości? Astronomowie mają coraz większe pole do popisu, amatorzy mają coraz lepszy dostęp do prawdziwych odkryć, a miłośnicy nowinek mogą być pewni, że będzie już tylko coraz ciekawiej.

 

 

Linki do wybranych artykułów naukowych w Internecie (po angielsku):

– O odkryciu siedmiu planet wokół TRAPPIST-1: arxiv.org/abs/1703.01424

– O obserwacjach teleskopem Kepler: arxiv.org/abs/1703.04166

– O planecie LHS 1140b: arxiv.org/abs/1704.05556

– O protogwieździe WISE J0808-6443: arxiv.org/abs/1703.04544

– O wpływie aktywności TRAPPIST-1 na jej planety: arxiv.org/abs/1702.06936 oraz arxiv.org/abs/1703.10130

– O utracie wody z planet wokół TRAPPIST-1: arxiv.org/abs/1605.00616

– O księżycach egzoplanet: arxiv.org/abs/1704.01688

– O nowych szacunkach mas planet: arxiv.org/abs/1704.04290

 

Tekst oryginalny opracowałem w kwietniu 2017. Po raz pierwszy ukazał się on jako artykuł w Uranii 3/2017. Zaktualizowałem go na potrzeby publikacji na blogu w grudniu 2020.

 

Bartłomiej Dębski

Podaj dalej!

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *