A „Meleg Neptunusz” vizes égboltja a Bolygó kialakulásához

A csillagászok vizet fedeztek fel a HAT-P-26b "meleg Neptun" égboltjában, és ez jelzi a bolygók kialakulásának nagyobb rejtélyét.

A HAT-P-26b, a meleg Neptune 425 fényévnyire található elképzelése, amelyet a Hubble és a Spitzer űrteleszkópok nemrégiben megfigyeltek.
NASA / GSFC

A naprendszeren kívül felfedezett első bolygók között lehetetlennek tűntek. A forró jupiter és kisebb unokatestvéreik, a forró Neptunuszok körüli pályán keringnek a fogadó csillagok. Ez a csillagászok némi kérdést vet fel a kialakulásuk megmagyarázásakor: Úgy gondolják, hogy a gáz- és jég óriások távol állnak csillaguktól, tehát hogyan alakultak ezek a bolygók?

A meleg Neptun, a HAT-P-26b részletes megfigyelései megmutatják, hogy ezek a bolygók hogyan kerülnek egymáshoz.

Forró Jupiter-ek és meleg Neptunuszok készítése

A csillagászok régóta azt gondolják, hogy az óriásbolygók csak egy rendszer fagyvonalain múlva alakulhatnak ki, azon vonalakon, amelyek felett a molekulák, például a metán, a víz és a szén-dioxid fagyasztódnak. A jeges szilánkokba fagyasztott gázokkal sokkal több anyag állt rendelkezésre a bolygók építéséhez. A csillaghoz közelebb állva, ezek a jégkristályok szublimálódnak gázzsá, és nem teszik lehetővé azok felhalmozódását.

Két forgatókönyv kerüli ezt a problémát. Az első a vándorlás: a gáz óriások messze tudnak képződni a fagyvonalon túl, majd kölcsönhatásba léphetnek a koronggal, egy elhaladó csillaggal vagy egy másik bolygóval, hogy befelé mozogjanak. A második az in situ formáció: az az elképzelés, hogy valamilyen módon elegendő anyag állt rendelkezésre a csillag közelében, hogy forró óriások alakuljanak ki, ahol most keringnek.

Kalapok ki a HAT-P-26b-ig

A HAT-P-26b, egy Neptun tömegű bolygó, amely 425 fényévnyire van, csillagja elé halad minden négy Föld napján. Tehát négy naponként jó célt mutat be az átviteli spektroszkópiához : a csillagfény olyan rétegének megragadására szolgáló módszerrel, amely áthalad a bolygó légkörén. Hannah Wakeford (NASA Goddard) és munkatársai a Hubble Űrtávcsövet használták a spektrum felvételéhez a bolygó négy átutazása során. Használták az archív Spitzer-megfigyeléseket is, amelyek két további tranzit során készültek. Összességében rekonstruáltak egy 0, 5 és 5 mikron közötti hullámhossztartományú spektrumot - ideális tartomány a víz keresésekor.

És megtalálták, amit kerestek: a spektrumban látható egy kis felhőtakaró és tiszta víz aláírása a bolygó gáznemű borítékában. A víz reprezentálja a légkörben a hidrogénnél és a héliumnál nehezebb elemeket. A víz jelenlétéből kiderül, hogy a HAT-P-26b 4, 8-szor annyi nehéz elemmel rendelkezik, mint a Nap, ez a mérés meglepően közel áll a Jupiterhez (ötször nagyobb, mint a Nap), és nem olyan közel a Neptunusz méréséhez. (körülbelül százszor nagyobb, mint a Nap). Tehát talán jobb lenne, ha a bolygót meleg, de kicsi Jupiternek nevezzük.

Érdemes megjegyezni, hogy az átviteli spektrum gyűjtése még nem pontos tudomány, és ebben a mérésben még mindig nagy a bizonytalanság: a bolygó légkörében a nehéz elemek valódi előfordulása a Nap értékének 0, 8 és 26-szorosa lehet. Még akkor is, ha ez a nagy bizonytalanság megmutatja, a bolygó visszaszorítja azt a tendenciát, amelyet a saját naprendszerünkben látunk: a hatalmas bolygókban általában kevesebb nehéz elem van, míg a kevésbé masszív bolygókban több. Tekintettel arra, hogy Neptunusz tömege, a HAT-P-26b-nek sokkal több nehéz elemnek kell lennie, mint amilyennek van.

Tehát, a HAT-P-26b, mint a sokkal tömegesebb Jupiter, úgy tűnik, többnyire hidrogénből és héliumból készül. És mivel ezt az ősi keveréket látszólag viszonylag zavartalanul tartják azok a nehezebb elemek, amelyek a bolygó kialakulásának korai szakaszában bekerülhetnek, ennek a bolygónak viszonylag későn kellett összejönnie a rendszer kialakulása során. Wakeford és munkatársai szerint a késői formáció nem ad sok időt a bevándorlásra - tehát a bolygó valószínűleg in situ alakult ki, és nagy részét e csillagrendszer belső határain gyűjtötte be.