Kõik see võõraste maailmade mitmekesisus, mida oleme avastanud: supermaad, mini-Neptuunid, laavamaailmad jpm.
1. Harva esinevatest juhtumitest kuni laialt levinud nähtusteni
Veel paar aastakümmet tagasi olid meie Päikesesüsteemi välised planeedid vaid oletus. Alates esimestest kinnitatud avastustest 1990. aastatel (nt 51 Pegasi b) on eksoplaneetide uurimisvaldkond oluliselt laienenud – nüüd teame üle 5000 kinnitatud planeedi ja veel palju kandidaate. Kepler, TESS ja maapealsed kiiruse mõõtmised (radial velocity) on näidanud, et:
- Planeedisüsteemid on väga levinud – enamikul tähtedel on vähemalt üks planeet.
- Planeetide massid ja orbiidistruktuurid on palju mitmekesisemad, kui me algselt arvasime, siin leidub planeedirühmi, mida meie süsteemis ei ole.
See eksoplaneetide mitmekesisus – kuumad Jupiterid, supermaad, mini-Neptuunid, laavamaailmad, ookeanimaailmad, sub-Neptuunid, väga lühikeste orbiitidega kivised kehad ja kaugel asuvad hiiglased – näitab, kui leidlik võib olla planeetide teke erinevates tähekeskkondades. Need uued tüübid esitavad ka väljakutse meie teoreetilistele mudelitele, sundides neid täiustama migratsiooni stsenaariume, ketaste alamsüsteeme ja alternatiivseid tekkemehhanisme.
2. Kuumad Jupiterid: massiivsed hiiglased tähe lähedal
2.1 Esimesed üllatused
Üks esimesi šokeerivaid leide oli 51 Pegasi b (1995) – kuum Jupiter, mille mass on sarnane Jupiterile, kuid mis tiirleb vaid 0,05 AU kaugusel tähest, läbides orbiidi umbes 4 päevaga. See murdis meie arusaama Päikesesüsteemist, kus hiidplaneedid "elavad" külmades kaugetes piirkondades.
2.2 Migratsiooni hüpotees
Kuumad Jupiterid tekivad tõenäoliselt külma piiri taga, nagu tavalised gaasilised hiidplaneedid, ja liiguvad seejärel sissepoole tänu ketta-planeedi ja ketta interaktsioonile (II tüüpi migratsioon) või hilisematele dünaamilistele protsessidele (planeetidevaheline hajumine ja tõmbe ümarus). Radiaalkiiruse uuringud leiavad endiselt palju selliseid tähe lähedal olevaid hiiglasi, kuigi nad moodustavad vaid mõne protsendi Päikese-tüüpi tähtedest, mis näitab, et kuumad Jupiterid ei ole väga levinud, kuid jäävad oluliseks nähtuseks [1], [2].
2.3 Füüsikalised omadused
- Suurem raadius: Paljudel kuumadel Jupiteritel on "puhitsetud" raadiused, mis võib olla tingitud tugeva tähe kiirguse või sisemiste soojuslike mehhanismide tõttu.
- Atmosfääri uuringud: Transiidi spektroskoopia näitab naatriumi ja kaaliumi jooni ning eriti kuumadel mõnikord isegi aurustunud metalle (nt rauda).
- Orbiit ja pöörlemistelg: Mõnel kuumal Jupiteril on märkimisväärselt kaldu orbiidid suure nurga all planeedi tähe pöörlemise suhtes, mis näitab dünaamilist migratsiooni või hajumise ajalugu.
3. Supermaad ja mini-Neptuunid: vaheparameetritega planeedid
3.1 Keskmise suurusega maailmade avastamine
Üks Kepleri avastatud kõige arvukamaid eksoplaneetide tüüpe on need, mille raadius on umbes 1–4 Maa raadiust ja mass ulatub mõnest Maa massist kuni ~10–15 Maa massini. Neid planeete, mida nimetatakse supermaadeks (kui need on peamiselt kivised) või mini-Neptuunideks (kui neil on tuntav vesiniku/heeliumi kest), täiendavad niši, mida meie Päikesesüsteem ei oma – sest meie Maa (~1 R⊕) ja Neptuun (~3,9 R⊕) jätavad suure tühiku. Kuid eksoplaneetide andmed näitavad, et paljudel tähtedel on just selliseid keskmise raadiuse/massiga planeete [3].
3.2 Peamiste koostisosade mitmekesisus
Supermaad: Eeldatavasti domineerivad silikaadid/raud, väikese või puuduva gaasilise ümbrisega. Võisid tekkida sisemise ketta lähedal ja olla suured kivised kehad (mõnel on veekiht või paksud atmosfäärid).
Mini-Neptuunid: Sarnase massiga, kuid omavad rohkem H/He või lenduvate ainete kihti, mistõttu on tihedus väiksem. Võisid tekkida veidi kaugemal külma piiri juures või jõudsid koguda rohkem gaase enne ketta kadumist.
Üleminek supermaast mini-Neptuunini näitab, et isegi väikesed erinevused tekkimise aja või koha osas võivad põhjustada märkimisväärseid erinevusi atmosfäärides ja lõplikus tiheduses.
3.3 Raadiuse lõhe
Põhjalikud uuringud (nt California-Kepleri uuring) on leidnud „raadiuse lõhe“ umbes 1,5–2 Maa raadiuse juures. See tähendab, et osa väiksemaid planeete kaotab atmosfääri (muutes need kivisteks supermaadeks), teised aga säilitavad selle (mini-Neptuunid). See nähtus on tõenäoliselt seotud tähe kiirguse fotoaurustumisega või erinevate tuumade suurustega [4].
4. Laavamaad: väga lühikeste orbiitidega kiviplaneedid
4.1 Tõmbe lukustus ja sulanud pinnad
Mõned eksoplaneedid tiirlevad väga lähedal tähtele, pöörledes kiiremini kui 1 päevaga. Kui nad on kivised, võib pinna temperatuur oluliselt ületada silikaatide sulamistemperatuuri, muutes tähe poole magmaookeaniks. Neid nimetatakse laavamaadeks, näiteks CoRoT-7b, Kepler-10b, K2-141b. Võib tekkida ka aurustunud mineraali atmosfäär [5].
4.2 Tekkimine ja migratsioon
On tõenäoline, et need planeedid ei tekkinud nii lähedal tähtele (seal oleks ketas liiga kuum), vaid migreerusid sarnaselt kuumade Jupiteritega, kuid neil on väiksem mass või nad ei ole gaase kogunud. Jälgides nende ebatavalist koostist (nt rauauru jooni) või faasikõverate muutusi, saame kontrollida kõrge temperatuuri atmosfääri ja pinna aurustumise teooriaid.
4.3 Tektoonika ja atmosfäär
Teoreetiliselt võivad laavamaad omada intensiivset vulkaanilist või tektoonilist aktiivsust, kui neil on veel lenduvaid aineid. Enamik kaotab siiski atmosfääri tugeva fotoaurustumise tõttu. Mõned võivad moodustada raua „pilvi“ või „vihma“, kuid seda on keeruline otseselt kontrollida. Nende uurimine aitab mõista ekstreemseid „kivist eksoplaneetide“ juhtumeid – kus kivid aurustuvad tähe mõjul.
5. Mitmeplaneedilised resonantssüsteemid
5.1 Tihedad resonantsahelad
Kepleri uuringud on leidnud palju tähtsüsteeme, kus on 3–7 või rohkem tihedalt paiknevat sub-Neptuuni või supermaad. Mõned (nt TRAPPIST-1) näitavad peaaegu resonantsahelate seoseid naaberplaneetide vahel, nagu 3:2, 4:3, 5:4 jne. Seda seletatakse ketasmigratsiooniga, mis viib planeedid vastastikustesse resonantsidesse. Kui need jäävad stabiilseks, tekib tihe resonantsahel.
5.2 Dünaamiline stabiilsus
Kuigi paljud sellised mitmeplaneedilised süsteemid pöörlevad stabiilsetel resonantsorbiitidel, on teistes tõenäoline osaline hajumine või kokkupõrked, jättes vähem planeete või suuremad vahed nende vahel. Eksoplaneetide populatsioonis leidub mõnest kokkusurutud supermaast kuni hiigelplaneetideni kõrgete eksentriliste orbiitidega – see peegeldab planeetide omavahelise mõju võimalusi, mis võimaldavad resonantse luua või hävitada.
6. Hiiglased kaugetel orbiitidel ja otsene pildistamine
6.1 Kaugel asuvad gaasihiiglased
Alates 2000. aastatest on läbi viidud otsese pildistamise uuringuid (Subaru, VLT/SPHERE, Gemini/GPI), mis aeg-ajalt leiavad massiivseid joviidseid või isegi superjoviidseid planeete, mis asuvad kümnete või sadade AU kaugusel tähest (nt HR 8799 neli hiiglast). Need võivad tekkida tuuma akretsiooni kaudu, kui ketas oli massiivne, või gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu väliskettal.
6.2 Pruun kääbus või planeedi mass?
Mõned kauged kaaslased lähenevad ligikaudu 13 Jupiteri massi piirile, mis eristab pruune kääbuseid (võimelisi deuteeriumi sulatama) eksoplaneetidest. Selle kindlakstegemine, kas sellised tohutu massiga "sõbrad" on planeet või pruun kääbus, sõltub mõnikord nende tekkeloost või dünaamilisest keskkonnast.
6.3 Mõju välimistele varemete kettadele
Suurema orbiidiga pöörlevad hiiglased võivad moodustada varemete kettaid, puhastada vahealasid või luua rõngakujulisi struktuure. Näiteks HR 8799 omab sisemist varemete vööndit ja kauget välimist vööndit, kus planeedid asuvad keskel. Selliste süsteemide uurimine aitab mõista, kuidas hiigelplaneedid ümber korraldavad ülejäänud planeetesimaale – nagu meie süsteemis mõjutas Neptuun Kuiperi vööndit.
7. Ebatavalised nähtused: tõmbejõuline soojenemine, hääbuvad planeedid
7.1 Tõmbejõuline soojenemine: "Io" efekt või super-Ganimedid
Tugevate tõmbejõudude olemasolu eksoplaneedisüsteemides võib põhjustada intensiivset sisemist soojenemist. Mõned supermaad võivad resonantsis kogeda vulkanismi või kriovulkanismi (kui nad on tähe suhtes kaugemal). Igasuguste võimalike gaaside eraldumise avastamine või ebatavalised spektraalsed märgid kinnitaksid, et tõmbejõuline geoloogia eksisteerib mitte ainult Io näitel.
7.2 Auruvad atmosfäärid (kuumad eksoplaneedid)
Tähtede UV-kiirgus võib "nühkida" ülemisi kihte, tekitada auruvaid või "htonilisi" jäänuseid. Näiteks GJ 436b näitab voolavaid heeliumi/hüdrogeeni "sabasi". Nii võivad tekkida sub-Neptuunid, kes kaotavad osa massist ja muutuvad supermaadeks (see on seotud mainitud raadiuse lüngaga).
7.3 Väga tihedad planeedid
Leitud on ka väga suure tihedusega eksoplaneete – võib-olla raudseid või mantel kaotanud. Kui planeet on saanud löögi või hajumise, mis on eemaldanud lenduvad ja silikaadiosad, jääks alles „raudne planeet“. Selliste äärmuslike juhtumite uurimine aitab mõista ketaste keemia ja dünaamika mitmekesisust.
8. Elamiskõlblik tsoon ja potentsiaalselt eluks sobivad maailmad
8.1 Maaga sarnased vasteid
Paljude eksoplaneetide seas tiirlevad mõned oma tähe elamiskõlblikus tsoonis, saades piisavalt, kuid mitte liiga palju kiirgust, et vesi võiks püsida vedelas olekus, kui atmosfäär sobib. Paljud neist planeetidest on supermaad või mini-Neptuunid; kas nad tõesti Maa sarnased on, pole selge, kuid see küsimus on väga oluline võimaliku elu tõttu.
8.2 M-kääbustähtede maailmad
Väikesed punased (M) kääbustähed – Galaktika kõige levinumad tähed – omavad sageli mitut kivist või sub-Neptuuni planeeti tihedatel orbiitidel. Nende elamiskõlblikud tsoonid on tähe lähedal. Kuid see tekitab väljakutseid: tõmbejõu lukustus, tugevad tähe sähvatused, võimalik vee kadu. Siiski näitas TRAPPIST-1 koos seitsme Maa suuruse planeediga, kui mitmekesised ja potentsiaalselt eluks sobivad võivad M-kääbustähtede maailmad olla.
8.3 Atmosfääriuuringud
Eluvõimaluste hindamiseks või biosignatuuride otsimiseks analüüsivad JWST, tulevased väga suured teleskoobid (ELT) ja teised missioonid eksoplaneetide atmosfääre. Peened spektraalsed jäljed (nt O2, H2O, CH4) võivad viidata elutingimustele. Mitmekesisus eksoplaneetide maailmades – alates superkuumadest laavaplaneetidest kuni subkülmade mini-Neptuunideni – tähendab, et atmosfääri keemia ja võimalikud kliimatingimused on väga mitmekesised.
9. Kokkuvõte: miks selline mitmekesisus?
9.1 Erinevad moodustumisteed
Väikesed algsed erinevused – protoplaneedi ketta mass, keemiline koostis, eluiga – võivad oluliselt muuta lõpptulemusi: mõned süsteemid kasvatavad suuri gaasilisi hiiglasi, teised ainult väikseid kiviseid või jääga kaetud planeete. Ketta migratsioon ja planeetide omavahelised mõjud muudavad orbiite veelgi, mistõttu lõplik pilt võib meie Päikesesüsteemist oluliselt erineda.
9.2 Tähe tüüp ja keskkond
Tähtede mass ja heledus määravad lumepiiri asukoha, ketta temperatuuri profiili ja elamiskõlbliku tsooni piirid. Suure massiga tähed omavad lühemaid kettaid, mis võivad kiiresti moodustada hiiglaslikke planeete või ei suuda kasvatada paljusid väiksemaid maailmu. M-tüüpi kääbustähed väiksemate kettadega kasvatavad sageli supermaad või mini-Neptuuni komplekte. Lisaks võib tähe keskkond (nt OB parve lähedal olevad liikmed) fotoaurustada ketast, kustutades välise süsteemi ja soodustades teistsugust planeedi lõppu.
9.3 Edasised uuringud
Egzoplaneetide vaatlusmeetodid (transiidid, kiiruse mõõtmised, otsene pildistamine, mikroläätsendus) paranevad pidevalt, võimaldades paremini fikseerida massi ja raadiuse seoseid, telgede kaldeid, atmosfääri koostist ja orbiidi struktuuri. Nii täieneb egzoplaneetide „zooloogiaaed“ kuumade Jupiterite, super-Maade, mini-Neptuunide, laavamaailmade, ookeanimaailmade, sub-Neptuunide ja teiste tüüpidega, paljastades komplekssed protsesside kombinatsioonid, mis loovad sellise mitmekesisuse.
10. Kokkuvõte
Egzoplaneetide mitmekesisus hõlmab tohutut planeetide masside, suuruste ja orbiitide spektrit – palju suuremat kui meie Päikesesüsteem näitas. Alates leegitsevatest „laavamaailmadest“ väga lühikestel orbiitidel kuni super-Maadeni ja mini-Neptuunideni, mis täidavad meie süsteemis puuduvad lüngad, ning kuumadest Jupiteritest tähe lähedal kuni hiidudeni resonantsketti või kaugetel laialivalguvatel orbiitidel – kõik need võõrad maailmad paljastavad, kuidas ketaste füüsika, migratsioon, hajumine ja tähekeskkond põimuvad.
Nende „veidrate“ konfiguratsioonide uurimine võimaldab astronoomidel täiustada planeetide tekkimise ja evolutsiooni mudeleid, luues järk-järgult tervikliku arusaama sellest, kuidas kosmilistest tolmuosakestest ja gaasist sünnib selline mitmekesisus planeetides. Tänu üha paremale teleskoopide varustusele ja avastamismeetoditele saame tulevikus veelgi sügavamalt uurida neid maailmu – nende atmosfääre, võimalikku elamiskõlblikkust ja iga tähe unikaalset planeedisüsteemi valitsevat füüsikat.
Viited ja edasine lugemine
- Mayor, M., & Queloz, D. (1995). „Jupiteri massiga kaaslane Päikesesarnasele tähtele.“ Nature, 378, 355–359.
- Winn, J. N., & Fabrycky, D. C. (2015). „Eksoplaneedisüsteemide esinemissagedus ja arhitektuur.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 53, 409–447.
- Batalha, N. M., et al. (2013). „Kepleri poolt täheldatud planeedikandidaadid. III. Esimese 16 kuu andmete analüüs.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 204, 24.
- Fulton, B. J., et al. (2017). „California-Kepleri uuring. III. Väikeste planeetide raadiuse jaotuse lünk.“ The Astronomical Journal, 154, 109.
- Demory, B.-O. (2014). „Planeetide sisemused ja emastaari koostis: järeldused tihedate kuumade super-Maade põhjal.“ The Astrophysical Journal Letters, 789, L20.
- Vanderburg, A., & Johnson, J. A. (2014). „Tehnika kahe rattaga Kepleri missiooni jaoks väga täpse fotomeetria saamiseks.“ Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 126, 948–958.