Расшифровка света из далеких миров
Современные астрономы теперь считают открытие экзопланет настолько рутинным, что Нобелевская премия по физике была наконец присуждена науке экзопланет в 2019 году. Тысячи экзопланет (планет, вращающихся вокруг других звезд вне нашей Солнечной системы) известны орбитам звезд в нашей галактике, но наше знание каждой экзопланеты, как правило, ограничены ее размером и массой. Следующая задача - составить перечень химического состава их атмосфер и, наконец, выяснить, что это за миры.
Если не считать освоения межзвездных путешествий, единственным способом исследовать условия на экзопланетах является дистанционное зондирование : расшифровка цвета света от далекой экзопланеты. Эти данные дают нам подсказку об истории формирования экзопланетной атмосферы и условиях поверхности. В краткосрочной перспективе изучение экзопланетной атмосферы - это единственный способ для нас обнаружить атомы и молекулы в экзопланете, фактически не путешествуя световыми годами, чтобы добраться туда.
Этот переход от обнаружения экзопланет к характеристике их химических свойств является неумолимым переходом, который происходит в науке об экзопланетах ( см. « Исследование климата на инопланетных мирах », июль – август 2012 г. ). Космический телескоп Кеплера твердо установил повсеместность экзопланет. К сожалению, подавляющее большинство обнаруженных Кеплером экзопланет слишком далеко для астрономов, чтобы изучать их атмосферу. Тем не менее космический телескоп Kepler вдохновил новое поколение космических телескопов на охоту на экзопланетах ( см. « Следующая великая охота на экзопланеты », май – июнь 2015 г.).). Из них спутник транзитной экзопланеты (TESS) полностью функционирует и сообщает об обнаружении экзопланет, вращающихся вокруг ближайших, самых ярких звезд. Спутник, характеризующий экзопланету (CHEOPS), запущенный в декабре 2019 года; крышка телескопа открылась 29 января, и в настоящее время телескоп находится в стадии ввода в эксплуатацию.
Ближайшие звезды «золотой цели» и их транзитные миры являются ключевыми для следующего этапа науки экзопланет. Задача состоит не только в том, чтобы провести исследования объемных свойств (таких как размер или масса) экзопланет, но также в создании каталога их атмосферных свойств. Астрономы надеются, что гигантские космические телескопы, оснащенные самыми современными спектрографами, обнаружат эти свойства в ближайшем будущем с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба ( см. « Перспектива» , март – апрель 2017 года ) и, возможно, в отдаленном будущем, предложив такие миссии, как LUVOIR
С нашей точки зрения на Землю, некоторые фракции звезд будут иметь экзопланеты, находящиеся на почти краевых орбитах относительно нас. Поскольку орбитальные экзопланеты затеняют часть своих звезд, в системе происходит небольшое падение света; этот процесс известен как транзит . Если экзопланета обладает атмосферой, глубина прохождения изменяется в зависимости от цвета света (длина волны). Это изменение происходит потому, что атомы и молекулы поглощают свет в различной степени в зависимости от их цвета, что определяется количественно измерением, известным как поперечное сечение . Исследователи получают эти сечения, выполняя квантовомеханические вычисления на компьютерных и лабораторных измерениях.
Мысленный эксперимент иллюстрирует это отображение: рассмотрим экзопланету с атмосферой, состоящей исключительно из газообразной воды. На длинах волн, где вода непрозрачна для света, размер экзопланеты - и, следовательно, ее транзитная глубина - будет казаться немного больше. И наоборот, на длинах волн, где вода прозрачна для света, экзопланета будет выглядеть сравнительно меньшей. Например, вода поглощает больше света на расстоянии около 1,4 микрометра - в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн. Этот принцип направляет астрономов, которые используют широкоугольную камеру 3 (WFC3) на борту космического телескопа Хаббла, чтобы исследовать экзопланеты на предмет воды.
Этот общий принцип лежит в основе техники просвечивающей спектроскопии и может использоваться для поиска любого атома или молекулы, если мы знаем его поперечное сечение. Изменение видимого размера является мощным инструментом, но оно составляет не более нескольких процентов изменения уже незначительного сигнала, что делает его сложным измерением. Сигнал максимизируется, когда исследователи используют просвечивающую спектроскопию для сканирования очень сильных спектральных линий атомов и молекул, называемых резонансными линиями . Известным примером резонансных линий являются D-линии Фраунгофера атома натрия (которые поглощают желтый свет, видимый человеческому глазу), названные в честь немецкого физика Йозефа фон Фраунгофера, который изучал их.
В новаторской статье, опубликованной в Астрофизическом журнале в 2000 году, Сара Сигер из Массачусетского технологического института и Димитар Саселов из Гарвардского университета предсказали, что атом натрия, который сильно поглощает свет в видимом диапазоне длин волн, будет легко обнаружен с помощью просвечивающей спектроскопии. ( См. « Что дальше для поиска других похожих на Землю миров? » В выпуске за сентябрь – октябрь 2018 годаДва года спустя Дэвид Чарбонно из Гарвардского университета и его сотрудники сообщили об обнаружении натрия в экзопланете газового гиганта HD 209458b. Сигер и Сасселов также предсказали обнаружение гелия в ближней инфракрасной области, но его открытие не было подтверждено до 2018 года независимыми группами астрономов. Со времени своего первого открытия в 2002 году обнаружение натрия в транзитных экзопланетах стало обычным делом с использованием наземных телескопов, оснащенных самыми современными спектрографами, такими как высокоточный радиальный искатель планет (HARPS) на 3,6-метровом телескопе. в обсерватории La Silla в Чили. Натрий был отличным тестовым примером, хотя это не биосигнатура. Как только стало ясно, что просвечивающая спектроскопия может быть использована для обнаружения натрия, она открыла шлюзы для обнаружения других атмосферных газов таким образом.
Было показано, что трансмиссионная спектроскопия работает для нескольких видов атомов и молекул, включая воду, окись углерода, метан, калий, железо и титан. Эти открытия, как правило, делаются в больших газовых гигантских экзопланетах, похожих на Юпитер в нашей Солнечной системе, за исключением того, что их атмосферные температуры, как правило, составляют 1000 Кельвинов или выше. Водород и гелий доминируют в атмосферах этих экзопланет, что подразумевает пушистую атмосферу с большими вариациями спектральных особенностей атомов и молекул. Следовые молекулы, такие как вода, присутствующие в одной части из тысячи или менее, обнаруживаются в такой горячей, пушистой атмосфере. Поскольку эти измерения очень сложно выполнить, спектры передачи, полученные с помощью космических телескопов Хаббла, как правило, состоят из примерно дюжины точек данных, что прочно удерживает нас в режиме разреженных данных.
Анализ разреженных, важных данных
Получение с трудом полученных данных с космического телескопа - только первый шаг; Полное понимание информации, закодированной в данных, является следующим шагом. Интерпретация разреженных данных требует понимания и умелого применения инструментов статистики. Вместо того, чтобы получить один ответ от интерпретации данных, исследователи получают диапазон или распределение ответов, выраженных в виде вероятностей. Понятие о том, что означает вероятность, зависит от школы мыслителя. Частые участники рассматривают вероятности как число случаев, когда происходит событие, если можно выполнить бесконечное число одинаково вероятных испытаний - теоретических идеалов, которые трудно согласовать с реальной практикой. Bayesiansс другой стороны, расценивают вероятности как измерение степени веры в гипотезу.
В обзорной статье 2008 года Роберто Тротта из Имперского колледжа Лондона приводит аргументацию Байесовской школы мысли: «Зона открытий для новой физики - это когда потенциально новый эффект виден на уровне 3-4 сигма. Это происходит, когда начинает накапливаться дразнящее предположение о влиянии, но пока нет убедительных доказательств. В этой потенциальной области обнаружения тщательное применение статистики может иметь значение для того, чтобы заявить или пропустить новое открытие ». Другими словами, осторожное применение байесовского вывода позволяет нам рассматривать научные результаты на переднем крае исследований.
В классическом подходе исследователь делает теоретический прогноз того, как выглядит спектр передачи, а затем сравнивает его с данными. Оценивается критерий «соответствия требованиям», и теоретик объявляет победу или неудачу способности модели сопоставлять данные (или быть решительно поставленной перед ней и исключенной). При работе с разреженными данными необходимо выполнить умственный сдвиг: в настоящее время существуют семейства теоретических моделей, которые могут в разной степени соответствовать данным. В контексте декодирования спектров передачи возникает вопрос: каков соответствующий уровень сложности, который оправдан в теоретической модели, учитывая качество данных? Это, по сути, применение бритвы Оккама: учитывая семейство моделей,
В менее абстрактном примере, достаточно ли одной молекулы воды, чтобы объяснить выпуклости и провалы в спектре пропускания? Или другие молекулы, такие как аммиак, присутствуют и необходимы для объяснения наблюдаемых закономерностей? Есть ли резкие изменения температуры, которые необходимо учитывать? Присутствуют ли облака, состоящие из экзотических частиц (например, оливина)? Теоретик приступает к вычислению спектров пропускания для всех этих возможностей и сравнивает их с данными. С каждой моделью связано количество, известное как байесовское доказательство, Сравнивая байесовские доказательства между моделями, можно идентифицировать семейство моделей, которое согласуется с данными, но не обязательно подтверждается их правильностью. Можно также определить модели, которые исключают данные. Это сравнение байесовской модели информирует нас о том, что вода уверенно обнаруживается в десятках спектров пропускания, измеренных космическим телескопом Хаббла, с претензиями на другие молекулы, которые, как правило, требуют дальнейшего подтверждения от будущих космических телескопов.
Измеряя содержание воды в большой выборке экзопланет, астрономы надеются выявить тенденции в выборке, которые дают подсказки о том, как они образовались. Исследователи могут использовать в таком эксперименте доминирующие водородом газовые гигантские экзопланеты, потому что в хорошем приближении их составы в атмосфере похожи на состав их звезд-хозяев. Изменения в содержании молекул в их атмосферах возникают, когда они образуются в разных местах в исконном диске из пыли и газа вокруг своих звезд. Дальше от звезды температура падает, и молекулы замерзают в свои твердые фазы. Эти места вокруг звезды известны как ледяные линии (или снежные линии). Сначала идет линия водяного льда, а затем линия углекислого газа и окиси углерода. Когда эти молекулы замерзают, они становятся недоступными для включения в атмосферу экзопланеты газового гиганта. Тогда нетрудно представить, что в зависимости от того, где образовалась экзопланета относительно этих ледяных линий, содержание кислорода в газовой атмосфере будет варьироваться. Если большая часть кислорода впоследствии заперта в газообразной воде, то измерение обилия воды обеспечит прямое ограничение на содержание кислорода и, следовательно, историю формирования экзопланеты. Несколько предостережений, которые находятся на переднем крае активных исследований, усложняют это повествование, включая возможность того, что часть кислорода может быть изолирована другими молекулами, которые не объявляют о своем присутствии в спектре пропускания.
Для скалистых экзопланет будет гораздо сложнее сделать вывод об истории их формирования из их атмосферных составов. У экзогланет газа-гиганта есть первичные атмосферы, которые отражают их историю формирования. Ожидается, что скалистые экзопланеты будут иметь вторичные атмосферы , которые контролируются геохимическими циклами. Например, карбонатно-силикатный цикл или длительный углеродный цикл на Земле регулирует количество углекислого газа - мощного парникового газа - присутствующего в земной атмосфере.
С каменистыми экзопланетами, которые могут напоминать Землю, научный вопрос скорее состоит в том, присутствует ли биология на их поверхности. Газы, которые четко указывают на наличие биологии, известны как биосигнатурные газы. Такие газы должны были бы производиться в достаточно больших количествах, чтобы они могли впечатать свои подписи в спектр пропускания экзопланеты. Они должны были бы быть стабильными в геологических временных масштабах, потому что, если бы они существовали только мимолетный случай в истории экзопланеты, у астрономов было бы мало шансов обнаружить их в образце скалистых экзопланет. Основным источником путаницы является способность геохимических циклов производить одни и те же газы, такие как углекислый газ и метан, без участия биологии, создавая таким образом геологические ложноположительные результаты.что имитируют биосигнатуры. Сигер называет эти биосигнатуры Type I . Биосигнатуры, которые не могут быть воспроизведены геологией, являются биосигнатурами типа III , но ожидается, что они будут присутствовать в исчезающих количествах. На Земле биосигнатурой типа III является диметилсульфид, который производится крошечными растениями в океане и присутствует в атмосфере Земли менее чем на одной части на миллиард. К сожалению, биосигнатуры, как ожидается, будут недоступны даже космическому телескопу Джеймса Вебба.
Большие вызовы
С точки зрения декодирования спектра пропускания необходимо либо собрать богатый перечень газов типа I (таких как метан и аммиак) и оценить вероятность их присутствия из-за биологии, либо попытаться выкопать слабая сигнатура биосигнатуры III типа среди леса спектральных линий от других абиотических молекул. Эта грандиозная задача стоит перед следующим поколением ученых, изучающих атмосферу вне атмосферы, в виде гигантских космических телескопов с чувствительностью и охватом по длине волны, чтобы сделать эти измерения доступными в режиме онлайн.
Другие проблемы ожидают измерения и интерпретации спектров пропускания скалистых экзопланет размером с Землю. Если в атмосфере преобладает азот (как у Земли), то различия в спектральных характеристиках атомов и молекул сокращаются в 10 раз, что затрудняет их обнаружение. Некоторые из этих сигналов могут быть скрыты в шуме, создаваемом инфракрасными детекторами, и в режиме работы телескопа. Кроме того, поскольку размер экзопланеты уменьшается по сравнению с ее звездой, загрязнение вследствие дефектов на поверхности звезды, таких как звездные пятна, становится все более серьезной проблемой. Рефракция, изгиб световых лучей из-за изменений плотности, становится эффектом, который нельзя игнорировать в просвечивающей спектроскопии. Все эти факторы достигают кульминации во мнении, которое разделяет часть сообщества экзопланет (включая меня), что несмотря на то, что трансмиссионная спектроскопия полезна для изучения газовых гигантов, вращающихся вокруг звезд, похожих на Солнце (или экзопланет размером с Землю, вращающихся вокруг маленьких звезд красного карлика, таких как TRAPPIST-1), она, вероятно, не является оптимальным методом для изучения «двойников Земли» - Земли экзопланеты, вращающиеся вокруг звезд, похожих на Солнце. В ближайшие несколько лет лучший шанс сообщества в понимании обитаемости экзопланет размером с Землю будет заключаться в применении просвечивающей спектроскопии к тем, кто вращается вокруг маленьких звезд красных карликов.
Фотоны из экзопланеты не измеряются во время просвечивающей спектроскопии. Скорее, современные методы основаны на измерении размера тени, которую экзопланета и ее атмосфера отбрасывают на свою звезду. Единственный свет, который попадает в детекторы телескопа - от звезды. Прямое измерение инфракрасных фотонов от экзопланеты является чрезвычайно сложной задачей, потому что звезда затмевает экзопланету с коэффициентом от миллиона до миллиарда, в зависимости от измеряемого цвета света. Прямое изображение опирается на сложные методы, реализованные как с помощью аппаратного, так и программного обеспечения, для подавления звездного света. Именно эту технику предложенный космический телескоп LUVOIR, который станет преемником космических телескопов Хаббла и Джеймса Уэбба, будет использовать для проведения переписи экзопланет, похожих на Землю, и поиска биосигнатур в нашем космическом окружении.
Источник: Business Week Magazine
Статью перевел: Гястенов Зульяр6
Если не считать освоения межзвездных путешествий, единственным способом исследовать условия на экзопланетах является дистанционное зондирование : расшифровка цвета света от далекой экзопланеты. Эти данные дают нам подсказку об истории формирования экзопланетной атмосферы и условиях поверхности. В краткосрочной перспективе изучение экзопланетной атмосферы - это единственный способ для нас обнаружить атомы и молекулы в экзопланете, фактически не путешествуя световыми годами, чтобы добраться туда.
Этот переход от обнаружения экзопланет к характеристике их химических свойств является неумолимым переходом, который происходит в науке об экзопланетах ( см. « Исследование климата на инопланетных мирах », июль – август 2012 г. ). Космический телескоп Кеплера твердо установил повсеместность экзопланет. К сожалению, подавляющее большинство обнаруженных Кеплером экзопланет слишком далеко для астрономов, чтобы изучать их атмосферу. Тем не менее космический телескоп Kepler вдохновил новое поколение космических телескопов на охоту на экзопланетах ( см. « Следующая великая охота на экзопланеты », май – июнь 2015 г.).). Из них спутник транзитной экзопланеты (TESS) полностью функционирует и сообщает об обнаружении экзопланет, вращающихся вокруг ближайших, самых ярких звезд. Спутник, характеризующий экзопланету (CHEOPS), запущенный в декабре 2019 года; крышка телескопа открылась 29 января, и в настоящее время телескоп находится в стадии ввода в эксплуатацию.
Ближайшие звезды «золотой цели» и их транзитные миры являются ключевыми для следующего этапа науки экзопланет. Задача состоит не только в том, чтобы провести исследования объемных свойств (таких как размер или масса) экзопланет, но также в создании каталога их атмосферных свойств. Астрономы надеются, что гигантские космические телескопы, оснащенные самыми современными спектрографами, обнаружат эти свойства в ближайшем будущем с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба ( см. « Перспектива» , март – апрель 2017 года ) и, возможно, в отдаленном будущем, предложив такие миссии, как LUVOIR
С нашей точки зрения на Землю, некоторые фракции звезд будут иметь экзопланеты, находящиеся на почти краевых орбитах относительно нас. Поскольку орбитальные экзопланеты затеняют часть своих звезд, в системе происходит небольшое падение света; этот процесс известен как транзит . Если экзопланета обладает атмосферой, глубина прохождения изменяется в зависимости от цвета света (длина волны). Это изменение происходит потому, что атомы и молекулы поглощают свет в различной степени в зависимости от их цвета, что определяется количественно измерением, известным как поперечное сечение . Исследователи получают эти сечения, выполняя квантовомеханические вычисления на компьютерных и лабораторных измерениях.
Мысленный эксперимент иллюстрирует это отображение: рассмотрим экзопланету с атмосферой, состоящей исключительно из газообразной воды. На длинах волн, где вода непрозрачна для света, размер экзопланеты - и, следовательно, ее транзитная глубина - будет казаться немного больше. И наоборот, на длинах волн, где вода прозрачна для света, экзопланета будет выглядеть сравнительно меньшей. Например, вода поглощает больше света на расстоянии около 1,4 микрометра - в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн. Этот принцип направляет астрономов, которые используют широкоугольную камеру 3 (WFC3) на борту космического телескопа Хаббла, чтобы исследовать экзопланеты на предмет воды.
Этот общий принцип лежит в основе техники просвечивающей спектроскопии и может использоваться для поиска любого атома или молекулы, если мы знаем его поперечное сечение. Изменение видимого размера является мощным инструментом, но оно составляет не более нескольких процентов изменения уже незначительного сигнала, что делает его сложным измерением. Сигнал максимизируется, когда исследователи используют просвечивающую спектроскопию для сканирования очень сильных спектральных линий атомов и молекул, называемых резонансными линиями . Известным примером резонансных линий являются D-линии Фраунгофера атома натрия (которые поглощают желтый свет, видимый человеческому глазу), названные в честь немецкого физика Йозефа фон Фраунгофера, который изучал их.
В новаторской статье, опубликованной в Астрофизическом журнале в 2000 году, Сара Сигер из Массачусетского технологического института и Димитар Саселов из Гарвардского университета предсказали, что атом натрия, который сильно поглощает свет в видимом диапазоне длин волн, будет легко обнаружен с помощью просвечивающей спектроскопии. ( См. « Что дальше для поиска других похожих на Землю миров? » В выпуске за сентябрь – октябрь 2018 годаДва года спустя Дэвид Чарбонно из Гарвардского университета и его сотрудники сообщили об обнаружении натрия в экзопланете газового гиганта HD 209458b. Сигер и Сасселов также предсказали обнаружение гелия в ближней инфракрасной области, но его открытие не было подтверждено до 2018 года независимыми группами астрономов. Со времени своего первого открытия в 2002 году обнаружение натрия в транзитных экзопланетах стало обычным делом с использованием наземных телескопов, оснащенных самыми современными спектрографами, такими как высокоточный радиальный искатель планет (HARPS) на 3,6-метровом телескопе. в обсерватории La Silla в Чили. Натрий был отличным тестовым примером, хотя это не биосигнатура. Как только стало ясно, что просвечивающая спектроскопия может быть использована для обнаружения натрия, она открыла шлюзы для обнаружения других атмосферных газов таким образом.
Было показано, что трансмиссионная спектроскопия работает для нескольких видов атомов и молекул, включая воду, окись углерода, метан, калий, железо и титан. Эти открытия, как правило, делаются в больших газовых гигантских экзопланетах, похожих на Юпитер в нашей Солнечной системе, за исключением того, что их атмосферные температуры, как правило, составляют 1000 Кельвинов или выше. Водород и гелий доминируют в атмосферах этих экзопланет, что подразумевает пушистую атмосферу с большими вариациями спектральных особенностей атомов и молекул. Следовые молекулы, такие как вода, присутствующие в одной части из тысячи или менее, обнаруживаются в такой горячей, пушистой атмосфере. Поскольку эти измерения очень сложно выполнить, спектры передачи, полученные с помощью космических телескопов Хаббла, как правило, состоят из примерно дюжины точек данных, что прочно удерживает нас в режиме разреженных данных.
Анализ разреженных, важных данных
Получение с трудом полученных данных с космического телескопа - только первый шаг; Полное понимание информации, закодированной в данных, является следующим шагом. Интерпретация разреженных данных требует понимания и умелого применения инструментов статистики. Вместо того, чтобы получить один ответ от интерпретации данных, исследователи получают диапазон или распределение ответов, выраженных в виде вероятностей. Понятие о том, что означает вероятность, зависит от школы мыслителя. Частые участники рассматривают вероятности как число случаев, когда происходит событие, если можно выполнить бесконечное число одинаково вероятных испытаний - теоретических идеалов, которые трудно согласовать с реальной практикой. Bayesiansс другой стороны, расценивают вероятности как измерение степени веры в гипотезу.
В обзорной статье 2008 года Роберто Тротта из Имперского колледжа Лондона приводит аргументацию Байесовской школы мысли: «Зона открытий для новой физики - это когда потенциально новый эффект виден на уровне 3-4 сигма. Это происходит, когда начинает накапливаться дразнящее предположение о влиянии, но пока нет убедительных доказательств. В этой потенциальной области обнаружения тщательное применение статистики может иметь значение для того, чтобы заявить или пропустить новое открытие ». Другими словами, осторожное применение байесовского вывода позволяет нам рассматривать научные результаты на переднем крае исследований.
В классическом подходе исследователь делает теоретический прогноз того, как выглядит спектр передачи, а затем сравнивает его с данными. Оценивается критерий «соответствия требованиям», и теоретик объявляет победу или неудачу способности модели сопоставлять данные (или быть решительно поставленной перед ней и исключенной). При работе с разреженными данными необходимо выполнить умственный сдвиг: в настоящее время существуют семейства теоретических моделей, которые могут в разной степени соответствовать данным. В контексте декодирования спектров передачи возникает вопрос: каков соответствующий уровень сложности, который оправдан в теоретической модели, учитывая качество данных? Это, по сути, применение бритвы Оккама: учитывая семейство моделей,
В менее абстрактном примере, достаточно ли одной молекулы воды, чтобы объяснить выпуклости и провалы в спектре пропускания? Или другие молекулы, такие как аммиак, присутствуют и необходимы для объяснения наблюдаемых закономерностей? Есть ли резкие изменения температуры, которые необходимо учитывать? Присутствуют ли облака, состоящие из экзотических частиц (например, оливина)? Теоретик приступает к вычислению спектров пропускания для всех этих возможностей и сравнивает их с данными. С каждой моделью связано количество, известное как байесовское доказательство, Сравнивая байесовские доказательства между моделями, можно идентифицировать семейство моделей, которое согласуется с данными, но не обязательно подтверждается их правильностью. Можно также определить модели, которые исключают данные. Это сравнение байесовской модели информирует нас о том, что вода уверенно обнаруживается в десятках спектров пропускания, измеренных космическим телескопом Хаббла, с претензиями на другие молекулы, которые, как правило, требуют дальнейшего подтверждения от будущих космических телескопов.
Измеряя содержание воды в большой выборке экзопланет, астрономы надеются выявить тенденции в выборке, которые дают подсказки о том, как они образовались. Исследователи могут использовать в таком эксперименте доминирующие водородом газовые гигантские экзопланеты, потому что в хорошем приближении их составы в атмосфере похожи на состав их звезд-хозяев. Изменения в содержании молекул в их атмосферах возникают, когда они образуются в разных местах в исконном диске из пыли и газа вокруг своих звезд. Дальше от звезды температура падает, и молекулы замерзают в свои твердые фазы. Эти места вокруг звезды известны как ледяные линии (или снежные линии). Сначала идет линия водяного льда, а затем линия углекислого газа и окиси углерода. Когда эти молекулы замерзают, они становятся недоступными для включения в атмосферу экзопланеты газового гиганта. Тогда нетрудно представить, что в зависимости от того, где образовалась экзопланета относительно этих ледяных линий, содержание кислорода в газовой атмосфере будет варьироваться. Если большая часть кислорода впоследствии заперта в газообразной воде, то измерение обилия воды обеспечит прямое ограничение на содержание кислорода и, следовательно, историю формирования экзопланеты. Несколько предостережений, которые находятся на переднем крае активных исследований, усложняют это повествование, включая возможность того, что часть кислорода может быть изолирована другими молекулами, которые не объявляют о своем присутствии в спектре пропускания.
Для скалистых экзопланет будет гораздо сложнее сделать вывод об истории их формирования из их атмосферных составов. У экзогланет газа-гиганта есть первичные атмосферы, которые отражают их историю формирования. Ожидается, что скалистые экзопланеты будут иметь вторичные атмосферы , которые контролируются геохимическими циклами. Например, карбонатно-силикатный цикл или длительный углеродный цикл на Земле регулирует количество углекислого газа - мощного парникового газа - присутствующего в земной атмосфере.
С каменистыми экзопланетами, которые могут напоминать Землю, научный вопрос скорее состоит в том, присутствует ли биология на их поверхности. Газы, которые четко указывают на наличие биологии, известны как биосигнатурные газы. Такие газы должны были бы производиться в достаточно больших количествах, чтобы они могли впечатать свои подписи в спектр пропускания экзопланеты. Они должны были бы быть стабильными в геологических временных масштабах, потому что, если бы они существовали только мимолетный случай в истории экзопланеты, у астрономов было бы мало шансов обнаружить их в образце скалистых экзопланет. Основным источником путаницы является способность геохимических циклов производить одни и те же газы, такие как углекислый газ и метан, без участия биологии, создавая таким образом геологические ложноположительные результаты.что имитируют биосигнатуры. Сигер называет эти биосигнатуры Type I . Биосигнатуры, которые не могут быть воспроизведены геологией, являются биосигнатурами типа III , но ожидается, что они будут присутствовать в исчезающих количествах. На Земле биосигнатурой типа III является диметилсульфид, который производится крошечными растениями в океане и присутствует в атмосфере Земли менее чем на одной части на миллиард. К сожалению, биосигнатуры, как ожидается, будут недоступны даже космическому телескопу Джеймса Вебба.
Большие вызовы
С точки зрения декодирования спектра пропускания необходимо либо собрать богатый перечень газов типа I (таких как метан и аммиак) и оценить вероятность их присутствия из-за биологии, либо попытаться выкопать слабая сигнатура биосигнатуры III типа среди леса спектральных линий от других абиотических молекул. Эта грандиозная задача стоит перед следующим поколением ученых, изучающих атмосферу вне атмосферы, в виде гигантских космических телескопов с чувствительностью и охватом по длине волны, чтобы сделать эти измерения доступными в режиме онлайн.
Другие проблемы ожидают измерения и интерпретации спектров пропускания скалистых экзопланет размером с Землю. Если в атмосфере преобладает азот (как у Земли), то различия в спектральных характеристиках атомов и молекул сокращаются в 10 раз, что затрудняет их обнаружение. Некоторые из этих сигналов могут быть скрыты в шуме, создаваемом инфракрасными детекторами, и в режиме работы телескопа. Кроме того, поскольку размер экзопланеты уменьшается по сравнению с ее звездой, загрязнение вследствие дефектов на поверхности звезды, таких как звездные пятна, становится все более серьезной проблемой. Рефракция, изгиб световых лучей из-за изменений плотности, становится эффектом, который нельзя игнорировать в просвечивающей спектроскопии. Все эти факторы достигают кульминации во мнении, которое разделяет часть сообщества экзопланет (включая меня), что несмотря на то, что трансмиссионная спектроскопия полезна для изучения газовых гигантов, вращающихся вокруг звезд, похожих на Солнце (или экзопланет размером с Землю, вращающихся вокруг маленьких звезд красного карлика, таких как TRAPPIST-1), она, вероятно, не является оптимальным методом для изучения «двойников Земли» - Земли экзопланеты, вращающиеся вокруг звезд, похожих на Солнце. В ближайшие несколько лет лучший шанс сообщества в понимании обитаемости экзопланет размером с Землю будет заключаться в применении просвечивающей спектроскопии к тем, кто вращается вокруг маленьких звезд красных карликов.
Фотоны из экзопланеты не измеряются во время просвечивающей спектроскопии. Скорее, современные методы основаны на измерении размера тени, которую экзопланета и ее атмосфера отбрасывают на свою звезду. Единственный свет, который попадает в детекторы телескопа - от звезды. Прямое измерение инфракрасных фотонов от экзопланеты является чрезвычайно сложной задачей, потому что звезда затмевает экзопланету с коэффициентом от миллиона до миллиарда, в зависимости от измеряемого цвета света. Прямое изображение опирается на сложные методы, реализованные как с помощью аппаратного, так и программного обеспечения, для подавления звездного света. Именно эту технику предложенный космический телескоп LUVOIR, который станет преемником космических телескопов Хаббла и Джеймса Уэбба, будет использовать для проведения переписи экзопланет, похожих на Землю, и поиска биосигнатур в нашем космическом окружении.
Источник: Business Week Magazine
Статью перевел: Гястенов Зульяр6