Kako izgleda superzemlja?

Akrecioni disk iz kog se formira solarni sistem. Zbog zajedničkog hemijskog porekla čitavog sistema, hemijski sadržaj zvezde i odnos njenih elemenata, posebno prisustvo onih težih od vodonika i helijuma, može ukazati na određene karakteristike koje će njene planete imati, posebno ukoliko govorimo o veoma interesantnoj i za sada, slabo istraženoj grupi- superzemlje.

 Jedna od činjenica o planetama koje gotovo svi znaju jeste da one dolaze, sa manjim ili većim varijacijama u dve osnovne vrste- male, kamenite planete poput Merkura, Venere, Zemlje i Marsa, kao i ogromne planete sa gigantskim atmosferama od vodonika ili helijuma, ili smeše sa dodacima drugih gasova, koje obmotavaju mala jezgra, kao što su Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Ipak, potraga ze egzoplanetama koja se intenzivirala u poslednjih nekoliko godina, radom ESAe i s njima povezanim opservatorijama i istraživanjima, ali i Kepler misijom NASAe, a posebno internacionalnom saradnjom naučnika, pokazala je da planete mogu pretstavljati različite ekstreme, kao i da mogu biti drugačije od bilo čega što smo u Sunčevom sistemu videli. Umesto ledenih džinova, upoznali smo se sa "vrućim Jupiterima", ogromnim gasovitim planetama koje "ključaju" u uskoj orbiti oko svoje zvezde, zatim sa "vodenim svetovima", sa beskrajnim okeanom, bez kopna. A, tu su naravno, i superzemlje- nejasna kategorija, planete veće od Zemlje do oko 4 puta. Ipak, da li su one sličnije Zemlji ili Neptunu. U kojim se varijacijama one mogu pojaviti? Čini se da možda imamo odgovor. Ali, pre toga, kako je do tog potencijalnog odgovora došlo i zašto je ovo pitanje- konkretnih karakteristika jedne grupe planeta toliko veliki izazov?
Iako je gotovo 75% planeta otkrivenih u misiji Keplera upravo ove veličine (prečnik je manji od četiri Zemljina), i dalje nemamo mnogo podataka o njima i to iz razloga što metoda koju Kepler koristi, takozvana, tranzitna metoda gde teleskop posmatra zvezdu i ukoliko egzoplaneta prođe, orbitirajući oko svoje zvezde, između nje i Keplerovog instrumenta, beleži se specifičan pad u svetlosti zvezde. Analizirajući ponavljanja tog uzorka, naučnici mogu da potvrde da se radi o stvarnoj egzoplaneti. S druge strane, iz količine svetlosti koja je izostala prilikom tranzita, moguće je izračuniti veličinu planete (odatle nam poznati prečnici). Ipak, da bismo saznali kako te planete zaista izgledaju, potrebno nam je još podataka. Gotovo je nemoguće (sa trenutnom tehnologijom) teleskopom direktno snimiti planetu, i to tako da ta slika ima određenu "informacionu težinu". S druge strane, poznavanje gustine planete moglo bi nam omogućiti da izračunamo vrednost koja će nam dati pretstavu o tome kakav je hemijski, odnosno geološki sastav neke planete. Jedini problem je što Kepler ne može svojim posmatranjem zaključiti ništa o masi planete koja je za tu jednačinu neophodna. Upravo tu se pokazuje veliki značaj drugog veoma bitnog metoda za potragu za egzoplanetama. Radi se o radial velocity metodu, koji je mnogo češće koristila European Southern Observatory smeštena u Čileu. Ovim metodom, utvđuje se koliki je gravitacioni uticaj planete na zvezdu, te se time može izračunati njena masa. S druge strane, ovaj metod nam ne može reći ništa o prečniku ove planete. Stoga, ova dva metoda veoma su kompatibilna i daju nam širu sliku.
Ipak, da bi obe vrste merenja mogle da se primene na istu planetu, neophodno je da njena zvezda bude i dovoljno blizu Zemlje, za primenu radial velocity metoda, i da bude tako poravnata iz ugla Zemlje da je na nju primenjiva transit metoda.

Da li bi život mogao da nastane na planeti koja je veličine Zemlje, ali sa daleko masivnijom atmosferom- na takozvanom "gasovitom patuljku"?

 Zbog toga, tim naučnika je pokušao da proveri novu hipotezu- posmatrajući samo zvezdu, možemo zaključiti nešto o njenim planetama. Pretpostavka je bila da kako su zvezda i njene planete bile formirane iz istog oblaka kosmičke prašine i gasa, hemijski sastav zvezde donekle će oslikavati i sastav planeta. Zbog toga, naučnici su posmatrali karakteristiku zvezda poznatu kao metallicity, prisustvo elemenata težih od vodonika i helijuma.
Rezultati su bili interesantni. Činilo se da zvezde sa većim procentom ovih elemenata teže da oko sebe imaju veće planete, što je odgovaralo početnoj pretpostavci- prisustvo težih elemenata dovešće dobržeg formiranja kamenitih jezgara koja će imati vremena da prikupljaju oko sebe velike atmosfere vodonika i helijuma. S druge strane, u rezultatima su primetne tri grupe zvezda, koje odgovaraju podgrupama kategorije superzemlja. Tako planete do veličine 1,7 Zemljinih prečnika najčešće jesu kamene planete poput Zemlje koje se formiraju oko zvezda koje su poput Sunca, ili još siromašnije težim elementima. Zvezde koje imaju nešto veći procenat ovih elemenata od Sunca teže da stvaraju planete veličine od 1,7 do 3,9 Zemljinih prečnika. Ova kategorija planeta sada je nazvana "gasoviti patuljci" koji, u zavisnosti od svog položaja u sistemu, mogu izgledati veoma drugačije. Najzad, zvezde koje su veoma bogate teškim elementima u svojim sistemima imaju gasovite džinove poput Jupitera i neretko veće, čiji je prečnik uvek veći od 4 Zemljina.
Gasoviti patuljci, nova kategorija planeta, smeštena između dva ekstrema-malih kamenitih planeta sa tankom atmosferom težih elemenata i ogromnih planeta čvrstog jezgra i ogromnog gasovitog omotača od lakih elemenata, započele su put gasovitih džinova, prikupljajući oko sebe veliku atmosferu. Ipak, one nikad nisu dostigle veličinu džinova Sunčevog sistema, što može značiti da u nekim slučajevima, na površini svojih "jezgara" ne moraju imati ekstremne uslove, kakve poznaju džinovi Solarnog sistema. Ipak, čak i oni, kako se čini, mogu doći u dve varijacije- pored ove "umanjene" verzije gasovitih džinova, ukoliko su smeštene nešto dalje od svoje zvezde, ove planete mogu imati relativno tanku atmosferu, ali zato ogromno "jezgro". Odnosno, mogu biti i do nekoliko puta veće od Zemlje- ogromne kamene sfere, izgubljene u sjaju dalekih zvezda.
Čini se da odnos hemijskih elemenata u jezgru zvezde utiče u statistički značajnoj meri na formiranje određenog tipa planeta u jednom sistemu. Prisustvo teških elemenata u zvezdi, ukoliko je slično odnosima hemijskih elemenata u Suncu, dovodi do formacija planeta koje su veoma nalik na Zemlju po svojoj veličini i hemijsko-geološkoj strukturi. Upravo ovakav odnos elemenata može dovesti do stvaranja planeta koje su dovoljno velike da zadržavaju atmosferu, imaju magnetno polje i potencijalno, veliki Mesec- bitni uslovi za nastanak i razvoj života. Manje od ovoga, i u sistemu se mogu naći patuljaste planete koje ne mogu imati svoje magnetno polje, pa tako ni zadržati atmosferu. Više od toga, i planete mogu postati neobične sfere- kameni giganti, veći i do tri puta od Zemlje, ili sitne planete obavijene velikim gasovitim omotačem, ali manje pet do šest puta u odnosu na Jupiter. Ove teorije za sada čvrsto stoje i odgovaraju kako modelima, tako i statističkom istraživanju- upoređivanju hemijskog sastava oko 400 zvezda sa veličinama oko 600 planeta. Kroz ovo istraživanje, stekli smo novo saznanje o dalekim svetovima, a kosmička arena se proširila na planete za koje do pre par godina nismo bili sigurni da li postoje.

Izvori:
Space.com [1]
Space.com [2]