Mały przegląd widm atmosfer (egzo)planet i Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba

Celem tego krótkiego przeglądu widm atmosfer egzoplanet jest zapoznanie czytelników z wyglądem teoretycznego widma atmosfery egzoplanety podobnej do Ziemi oraz z przykładowymi widmami obserwowanymi do tej pory. W roku 2022 rozpoczęły się obserwacje atmosfer egzoplanet o niespotykanej do tej pory dokładności za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. Oczekuje się, że wkrótce zostanie odkryta gdzieś we Wszechświecie planeta o widmie podobnym do tego z ilustracji tytułowej. Może ta egzoplaneta będzie nadawała się do zasiedlenia przez ludzkość?

Analiza widm atmosfer egzoplanet pozwoli znaleźć planety nadające się do życia dla nas. Do tej pory takie badania wykonywano na podstawie obserwacji z teleskopów naziemnych oraz Teleskopu Hubble’a. Może warunki będą lepsze niż na przykład na powierzchni Tytana – księżyca Saturna (gęsta atmosfera składająca się głównie z azotu – ciśnienie 1,5 razy większe niż na Ziemi, temperatura na powierzchni około -179 C, a grawitacja około 7 razy mniejsza).

Nowa epoka nastała w roku 2022 wraz z rozpoczęciem obserwacji spektroskopowych w podczerwieni atmosfer egzoplanet przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba. W materiale pokazano kilka takich widm planet spoza naszego Układu Planetarnego (np. WASP-96 b, WASP-39 b, LHS 3844 b) oraz widmo Marsa (rys. 4.), a także wcześniejsze widma z teleskopów naziemnych oraz Teleskopu Hubble’a (rys. 7. oraz rys. 10–12.).

Dla porównania pokazano również symulacje widma atmosfery egzoplanety podobnej do Ziemi (np. ilustracja tytułowa, rys. 2.). Pokazano również inne ciekawostki związane z obserwacjami spektroskopowymi (np. wpływ wysokości chmur, obecności stratosfery egzoplanety na wygląd widma – rys. 11. i rys. 12.).

Do badań atmosfer planet orbitujących wokół odległych gwiazd wykorzystuje się spektroskopię transmisyjną. Zrozumienie atmosfer i widm Ziemi i innych planet naszego Układu Słonecznego jest kluczowe do właściwej interpretacji widm transmisyjnych egzoplanet. Widmo transmisyjne jest rodzajem widma absorpcyjnego.

Widmo transmisyjne egzoplanety uzyskuje się podczas wielogodzinnych obserwacji w różnych długościach fali λ (barwach) jej przejścia na tle gwiazdy macierzystej (j.t. tzw. tranzyt) oraz poza tą fazą. Jest tworzone poprzez porównanie światła gwiazdy macierzystej filtrowanego przez atmosferę egzoplanety podczas tranzytu z niefiltrowanym światłem, gdy egzoplaneta przemieszcza się obok gwiazdy, a najlepiej, gdy jest schowana za nią.

Podczas oglądania poniższych wykresów widm transmisyjnych należy zwrócić uwagę, że oś „Y” (oś rzędnych) strumienia energii świetlnej może prezentować ilość światła blokowanego przez atmosferę egzoplanety (najczęstsza wersja grafiki, np. rys. 2., rys. 5., rys. 6., rys. 9.) lub ilość światła gwiazdy macierzystej przenikającej przez atmosferę egzoplanety (np. ilustracja tytułowa). W pierwszym przypadku jasność maleje ze wzrostem wartości na osi rzędnych.

Warto również wiedzieć, że ludzkie oko jest wrażliwe na fotony o kolorach λ ~0,38-0,78 μm, gdzie mikron 1μm = 0,000001 m. Zaś królestwem obserwacyjnym Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba jest bliska (λ~0,6-5 μm) oraz średnia (λ~5-28 μm) podczerwień.

Rys. 1. Infografika z instrumentami Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba i zakresem obserwacji promieniowania elektromagnetycznego o długości fali λ wyrażonej w mikronach (1μm=0,000001m). Teleskop Webba posiada na pokładzie instrument MIRI do obserwacji w średniej (λ~5-28 μm) podczerwieni (ang. mid-infrared) i przeznaczony jest m.in. do obserwacji planet, komet, asteroid, pyłu rozgrzanego światłem gwiazd i dysków protoplanetarnych. Natomiast do obserwacji w bliskiej (λ~0,6-5 μm) podczerwieni (ang. near-infrared) wykorzystuje więcej instrumentów – NIRCam, NIRSpec, FGS/NIRISS, które pozwalają obserwować gwiazdy i galaktyki w procesie powstawania, populacje gwiazd w najbliższych galaktykach, młode gwiazdy w Drodze Mlecznej i obiekty Pasa Kuipera. Źródło: NASA.

Rys. 2. Model widma transmisyjnego atmosfery planety podobnej do Ziemi w zakresie długości fali λ~0,4-20µm, czyli λ~400-20000 nanometrów (zakres optyczny + bliska i średnia podczerwień), z symulacji Lisa Kaltenegger and Zifan Lin 2021 ApJL 909. Widać tutaj długości fali, w których promieniowanie gwiazdy jest pochłaniane przez molekuły ozonu (O₃), wody (H₂O), dwutlenku węgla (CO₂) i metanu (CH₄). Źródło: NASA, ESA, Leah Hustak (STScI)

Rys. 3. Analiza z 2018 roku (sprzed epoki obserwacji Teleskopem Webba) fragmentu widm atmosfer trzech planet: Mars, Ziemia i Wenus. „Dołki”, czyli absorpcje w widmach, wskazują na różne rodzaje gazów występujących w atmosferach. Wszystkie planety wykazują znaczną zawartość dwutlenku węgla (ang. carbon dioxide), ale tylko w atmosferze Ziemi oprócz dwutlenku węgla wyraźnie występuje woda i ozon (ang. water, ozone). Źródło: NASA and C. Godfrey (STScI)

Rys. 4. Pierwsze widmo atmosfery planety Mars w bliskiej podczerwieni wykonane 5 września 2022 roku przez instrument NIRSpec współpracujący z Teleskopem Webba. Jest to robocze widmo bez kalibracji jasności, a poziom widma ciągłego został przeskalowany do modelu widma (fioletowa linia) wyliczonego przez Planetary Spectrum Generator.
W widmie widzimy połączenie promieniowania słonecznego odbitego od powierzchni Marsa (głównie λ~1-3µm) i emitowanego przez planetę (głównie λ~3-5µm). Zarówno odbite o powierzchni, jak i emitowane promieniowanie przechodzi przez atmosferę Marsa, wpływając na jasność w różnych długościach fali i na sam kształt widma.
Głębokie dołki (absorpcje) są spowodowane pochłanianiem promieniowania przez gaz występujący w atmosferze (np. dwutlenek węgla, wodę, tlenek węgla). Inne, szerokie struktury i nachylenie widma ciągłego w różnych długościach fali zawiera informację o pyle, chmurach i strukturach na powierzchni planety. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Mars JWST/GTO Team.

Rys. 5. Widmo transmisyjne atmosfery egzoplanety WASP-96 b w bliskiej podczerwieni (λ~0,6-2,8µm) wykonane 21 czerwca 2022 roku przez instrument NIRISS współpracujący z Teleskopem Webba. Gwiazda macierzysta WASP-96 ma parametry fizyczne podobne do Słońca i znajduje się w odległości około 1150 l.św. od nas. Natomiast WASP-96 b jest egzoplanetą – „gorącym olbrzymem” (1,2 R_J, 0,48 M_J), która krąży wokół gwiazdy macierzystej w odległości 1/20 j.a. (~7 mln km) z okresem 3,5 ziemskiego dnia. Wstępna analiza widma tej planety wykazuje, że wysokość pików wodnych jest mniejsza, niż oczekiwano z poprzednich obserwacji. Może to świadczyć o obecności chmur, które zmniejszają widoczność pary wodnej w widmie. Stopniowy spadek nachylenia widma po lewej stronie (mniejsze długości fali) wskazuje na obecność zamglenia w atmosferze egzoplanety. Na tej podstawie obliczono temperaturę atmosfery = +725C. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI.

Rys. 6. Widmo transmisyjne atmosfery egzoplanety WASP-39 b w bliskiej podczerwieni (λ~0,5-5,5µm) wykonane przez instrument NIRSpec współpracujący z Teleskopem Webba w konfiguracji PRISM, czyli z użyciem pryzmatu. Na podstawie widm astronomowie określili skład atmosfery egzoplanety WASP-39 b, która jest odległym o około 700 l.św. „gorącym Saturnem” (planeta o wielkości porównywalnej do Saturna, ale poruszająca się wokół gwiazdy macierzystej po orbicie ciaśniejszej niż orbita Merkurego). Widać bogatą zupę molekularną w gorącej atmosferze tej planety (woda, dwutlenek węgla, tlenek węgla, sód) – w tym odkryte po raz pierwszy cząsteczki dwutlenki siarki (SO₂). Niebieska linia przedstawia najlepiej dopasowany model teoretyczny atmosfery, a różnokolorowe prostokąty uwypuklają maksima przypisywane danym molekułom. Źródło: NASA/European Space Agency/Canadian Space Agency/Leah Hustak (Space Telescope Science Institute)/Joseph Olmsted (Space Telescope Science Institute)

Rys. 7. Najlepsze w swoim czasie (2018 roku) widmo transmisyjne atmosfery egzoplanety WASP-39 b w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a oraz teleskopy naziemne. Poprzez wyizolowanie promieniowania gwiazdy, które jest filtrowane przez atmosferę egzoplanety na barwy składowe, udało się astronomom znaleźć w widmie ewidentne ślady pary wodnej. Naukowcy przewidzieli, że powinna być woda na tej egzoplanecie, ale nie w tak dużej ilości, jak to wynika ze spektroskopii – trzy razy tyle co na Saturnie. To sugeruje, że planeta mogła się uformować w większej odległości od gwiazdy, gdzie była bombardowana przez materiał lodowy. Źródło: NASA, ESA, G. Bacon and A. Feild (STScI), and H. Wakeford (STScI/Univ. of Exeter)

Rys. 8. Symulowany, prawdopodobny rozkład energii dla widma ciągłego egzoplanety LHS 3844 b, który powinien zarejestrować instrument MIRI współpracujący z Teleskopem Webba.
W symulacji założono, że ta gorąca super-Ziemia, która znajduje się w odległości około 49 l.św. od nas, nie posiada atmosfery i dzienna strona jest pokryta ciemną wulkaniczną skałą bazaltową (bazalt jest pospolitą skałą wulkaniczną w Układzie Słonecznym – od wulkanicznych wysp hawajskich po większość dna ziemskich oceanów, jak również wielkie obszary powierzchniowe na Księżycu i Marsie).
Dla porównania szara linia reprezentuje model widma skał bazaltowych na podstawie pomiarów laboratoryjnych. Natomiast linia różowa przedstawia model widma dla skał granitowych – najbardziej popularna skała występująca w ziemskich kontynentach. Wymienione dwa rodzaje skał posiadają zupełnie inne widma, ponieważ składają się z innych minerałów, które absorbują i pochłaniają inne ilości promieniowania elektromagnetycznego w zależności od długości fali. Czekamy na obserwacje spektralne tej egzoplanety przez Teleskop Webba. Źródło: NASA, ESA, CSA, Dani Player (STScI)

Rys. 9. Symulowane widmo transmisyjne atmosfery egzoplanety TOI-421 b (odległość 244 l.św. od Ziemi) w bliskiej podczerwieni, które powinny zarejestrować instrumenty NIRISS i NIRSPec współpracujące z Teleskopem Webba. Astronomowie wykorzystują modele numeryczne, aby przewidzieć, jak będzie wyglądało widmo egzoplanety przy założeniu prawdopodobnych warunków w jej atmosferze, takich jak temperatura, obfitości różnych gazów i rodzajów aerozoli. W tej szczególnej symulacji przyjęto, że gorący mini-Neptun TOI-421 b posiada gorącą wodorowo-węglowo-tlenową atmosferę, która nie zawiera chmur i aerozoli. Dzięki spektroskopii z użyciem Teleskopu Webba, w przyszłości będzie możliwa łatwa identyfikacja i pomiary ilościowe obfitości molekuł takich jak woda (H₂O), metan (CH₄) i dwutlenek węgla (CO₂) w takiej atmosferze nie zawierającej aerozoli. W widmie widać silne maksima wskazujące na występowanie pary wodnej i dwutlenku węgla oraz mniejszej ilości metanu. Źródło: NASA, ESA, CSA, Dani Player (STScI)

Rys. 10. Widma transmisyjne w bliskiej podczerwieni atmosfer czterech egzoplanet krążących wokół gwiazdy TRAPPIST-1 (odległość 40 l.św. od Ziemi), które zostały wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Widma prezentują chemiczną budowę atmosfer czterech egzoplanet o wielkości zbliżonej do Ziemi orbitujących wewnątrz lub w pobliżu ekosfery gwiazdy TRAPPIST-1. Krzywe w kolorze fioletowym pokazują przewidywane sygnatury gazów takich jak woda i metan, które absorbują tylko wybrane długości fali promieniowania. Te gazy powinno dać się znaleźć w rozdętych atmosferach z wodorem jako głównym składnikiem – jak w gazowych planetach podobnych do Neptuna. Obserwacje spektroskopowe uzyskane Teleskopem Hubble’a są oznaczone zielonymi krzyżykami i nie ujawniają rozciągłych atmosfer dla trzech egzoplanet TRAPPIST-1 d, f, e. Natomiast są konieczne dalsze obserwacje dla czwartej egzoplanety TRAPPIST-1 g, aby zweryfikować, czy posiada rozciągłą atmosferę wodorową. Źródło: NASA, ESA and Z. Levy (STScI)

Rys. 11. Bezchmurna w WASP-67 b versus wypełniona chmurami w HAT-P-38 b atmosfera egzoplanet. Taką interpretację sugerują widma transmisyjne atmosfer ww. egzoplanet w bliskiej podczerwieni uzyskane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Są to egzoplanety typu „gorący Jowisz”, krążące bardzo blisko gwiazd podobnych do Słońca. Astronomowie zmierzyli, jak promieniowanie macierzystych gwiazd jest filtrowane odpowiednio przez atmosferę każdej egzoplanety. Obserwacje spektroskopowe Teleskopu Hubble’a w bliskiej podczerwieni zostały wykorzystane do detekcji wody w atmosferach tych egzoplanet. Egzoplaneta HAT-P-38 b prezentuje sygnaturę wody w postaci maksimum absorpcyjnego w widmie, którą interpretuje się jako brak chmur i zamgleń w górnej atmosferze. Z drugiej strony, bardzo podobny gorący Jowisz WASP-67 b posiada prawie płaskie widmo, które wskazuje na brak struktury absorpcyjnej pochodzącej od wody – co interpretuje się, że większa część atmosfery WASP-67 b jest schowana za wysokimi chmurami. Źródło: NASA, ESA, and Z. Levy (STScI)

Rys. 12. Widmo (pomarańczowe kropki) w bliskiej podczerwieni atmosfery egzoplanety WASP-121 b, „ultra-gorącego Jowisza” (temperatura 2500K!!!), które zostało wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Układ znajduje się w odległości około 850 l.św. od Ziemi. Gwiazda macierzysta posiada rozmiary podobne do Słońca, a egzoplaneta WASP-121 b (masa 1,2 M_J; promień 1,8 R_J) orbituje wokół niej w odległości zaledwie 3,8 mln km z okresem 1,3 dnia ziemskiego.
Wykres dostarcza dowody na istnienie stratosfery na planecie krążącej wokół innej gwiazdy. Podobnie jak na Ziemi, w stratosferze temperatura rośnie z wysokością. Świadczą o tym emisje pochodzące od wody w górnej atmosferze egzoplanety WASP-121 b. Dla porównano zaprezentowano w podobnej skali widmo atmosfery „nieudanej gwiazdy”, czyli brązowego karła, gdzie widać strukturę absorpcyjną pochodzącą od wody, która powstaje, ponieważ w atmosferze brązowego karła temperatura spada ze wzrostem wysokości. Źródło: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

Więcej informacji:

Portal Urania:

Źródło: NASA/ESA

Opracowanie: Ryszard Biernikowicz

Na ilustracji model widma transmisyjnego atmosfery planety podobnej do Ziemi w zakresie widzialnym oraz bliskiej i średniej podczerwieni. Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba jest zdolny do detekcji głównych struktur absorpcyjnych molekuł występujących w atmosferach egzoplanet w tym zakresie widma. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Joseph Olmsted (STScI)