Yeni bir çalışma, 1.300 ışık yılı uzaklıktaki şiddetli rüzgarların yapısını ortaya koyuyor

Gezegen WASP-121b aşırı. Jüpiter’in yıldızına son derece yakın olan yörüngenin neredeyse iki katı büyük bir gaz devi – Dünya’nın güneşin etrafında olduğundan 50 kat daha yakın. Wasp-121b, yıldızına o kadar yakındır ki, gelgit kuvvetleri rotasyonunu bir “rezonans” da kilitledi: gezegen, her zaman aynı yüzü yıldızına, dünyaya ay gibi gösterir. Bu nedenle, WASP-121B’nin bir tarafı sürekli olarak ışıkta pişirirken, diğeri sürekli gecede. Bu fark, gezegende sıcaklıkta büyük farklılıklara neden olur. Bir tarafta 3.000 ° C’den fazla olabilir ve diğer tarafta 1.500 ° C düşebilir.

Bu büyük sıcaklık kontrastı, saniyede birkaç kilometre üfleyen şiddetli rüzgarların kaynağıdır ve bu da enerjiyi gündüzden geceye yeniden dağıtmaya çalışır. Şimdiye kadar, gezegenin sıcaklığının ölçümleri gibi dolaylı ölçümlerle rüzgarların gücünü ve yönünü tahmin etmek zorunda kaldık. Son yıllarda, dev teleskoplara yeni enstrümanların gelmesiyle, WASP-121B dahil olmak üzere bazı dış gezegenlerin rüzgar hızını doğrudan ölçebildik.

İçinde Dergide yayınlanan çalışmamız Doğa Bu, meslektaşım Julia Seidel tarafından yürütüldü, sadece bir dış gezegen üzerindeki rüzgar hızına bakmadık, aynı zamanda bu rüzgarların irtifaya göre nasıl değiştiğine de baktık. İlk kez atmosferin en derin katmanlarındaki rüzgarların daha yüksek irtifalardan çok farklı olduğunu ölçebildik. Bu şekilde koy: Yeryüzünde, saatte birkaç düzine kilometre üfleyen rüzgarlar zaten bisiklete binmeyi zorlaştırıyor; WASP-121b’de pedal çevirme imkansız olurdu, çünkü rüzgarlar yüz kat daha hızlı.

Ölçümlerimiz, James Webb uzay teleskopu gibi teleskoplar tarafından incelenen derin atmosfer arasındaki bağlantıyı oluşturan ve atmosferin yıldızından gelen rüzgar tarafından üflendiği dış bölgeleri uzatan derin atmosfer arasındaki bağlantıyı oluşturan, atmosferin önemli bir bölgesinin davranışını ortaya koyuyor.

Milyonlarca milyarlarca kilometre uzaklıktaki bir gezegenin atmosferini nasıl ölçtük?

Ölçümlerimizi yapmak için, bizim için mevcut olan en büyük teleskop üzerine monte edilmiş dünyadaki en hassas spektrograflardan birini kullandık: espresso Avrupa Güney Gözlemevi (ESO) Çok büyük teleskop (VLT), Şili’deki Atacama Çölü’nde yer almaktadır. Mümkün olduğunca çok ışık toplamak için, VLT’nin 8 metrelik dört çaplı teleskopundan ışığı birleştirdik. Halen test edilmekte olan bu kombinasyon sayesinde, dünyadaki herhangi bir optik teleskoptan daha büyük olacak 16 metrelik bir teleskop kadar ışık topladık.

Daha sonra ultra tespit espresso spektrografı, ışığı gezegenden 1,3 milyon dalga boyuna ayırmamızı sağladı. Bu, görünür spektrumda çok fazla rengi gözlemlememizi sağlar. Bu hassasiyet, gezegenin atmosferindeki farklı atom türlerini tespit etmek için gereklidir. Bu kez, yıldızdan üç farklı atomun – emici ışığın – hidrojen, sodyum ve demirin (hepsi çok yüksek sıcaklıklar göz önüne alındığında gaz halinde) nasıl çalıştık.

Bu spektral çizgilerin pozisyonunu çok hassas bir şekilde ölçerek, bu atomların hızını doğrudan ölçebildik. Doppler etkisi bize doğru gelen bir atomun daha fazla mavi ışığı emeceğini söylerken, bizden uzaklaşan bir atom daha fazla kırmızı ışığı emecektir. Bu atomların her birinin emilim dalga boyunu ölçerek, bu gezegendeki rüzgar hızının farklı ölçümlerine sahibiz.

Farklı atomların çizgilerinin farklı hikayeler anlattığını bulduk. Demir, saniyede 5 kilometrede (ev sahibi yıldızına en yakın gezegenin bölgesi) çok simetrik bir şekilde yıldız anti-yıldız noktasına (en uzak) hareket eder. Öte yandan, sodyum ikiye ayrılır: bazı atomlar demir gibi hareket eder, diğerleri ekvatorda saniyede 20 kilometre şaşırtıcı bir hızda doğrudan doğudan batıdan daha hızlı hareket eder. Son olarak, hidrojen sodyumun doğu-batı akımı ile hareket ediyor gibi görünüyor, aynı zamanda dikey olarak, şüphesiz gezegenden kaçmasına izin veriyor.

Tüm bunları uzlaştırmak için, bu üç farklı atomun aslında atmosferin farklı bölümlerinde olduğunu hesapladık. Demir atomları, simetrik dolaşımın beklendiği daha derin katmanlarda yatarken, sodyum ve hidrojen, gezegenin atmosferinin ev sahibi yıldızından gelen rüzgar tarafından üflendiği çok daha yüksek katmanları araştırmamıza izin verir. Bu yıldız rüzgar, gezegenin dönüşü ile birleştiğinde, muhtemelen malzemeyi asimetrik olarak taşır, gezegenin rotasyonu tarafından tercih edilen bir yönle.

Neden dış gezegenlerin atmosferlerini inceliyor?

WASP-121b, “sıcak jüpiterler” olarak bilinen 1.000 ° C’nin üzerinde sıcaklıklara sahip dev gazlı gezegenlerden biridir. Bu gezegenlerin ilk gözlemi Michel Mayor ve Didier Queloz tarafından (daha sonra onlara Nobel Fizik Ödülü kazandı) 1995 yılında bir sürpriz olarak geldi, çünkü özellikle gezegensel oluşum modelleri bu dev gezegenlerin yıldızlarına bu kadar yakın olamayacağını tahmin etti. Belediye Başkanı ve Queloz’un gözlemi, gezegenlerin şu anda bulundukları yerde mutlaka oluşmadığını fark etmemizi sağladı. Bunun yerine, gençliklerinde dolaşabilirler.

Yıldızlarından ne kadar uzakta “Sıcak Jupiters” formu? Bu nesneler bebeklik döneminde hangi mesafelerde göç ediyor? Güneş sistemimizdeki Jüpiter neden güneşe doğru göç etmedi? (Olmadığı için şanslıyız, çünkü aynı zamanda Earth’ü yıldızımıza gönderirdi.)

Bu soruların bazı cevapları, oluşum koşullarının izlerini sergileyen dış gezegenlerin atmosferinde yatabilir. Bununla birlikte, her atmosferdeki sıcaklık veya kimyasal bileşimdeki değişiklikler, James Webb gibi büyük teleskoplarla almaya çalıştığımız ölçümlerin bolluğunu kökten eğebilir. Ölçümlerimizden yararlanmak için önce bu atmosferlerin ne kadar karmaşık olduğunu kavramamız gerekir.

Bunu yapmak için, bu gezegenlerin atmosferini yöneten temel mekanizmaları anlamalıyız. Güneş sisteminde, rüzgarlar doğrudan bulutların ne kadar hızlı hareket ettiğini inceleyerek doğrudan ölçülebilir. Dış gezegenlerde doğrudan herhangi bir ayrıntı göremeyiz.

Özellikle, “Sıcak Jupiters” yıldızlarına o kadar yakın yörüngede, onları mekânsal olarak ayıramayız ve dış gezegenlerin fotoğraflarını çekemeyiz. Bunun yerine, bilinen binlerce dış gezegen arasından seçiyoruz Yıldızları ile bizler arasında periyodik olarak geçmek için iyi bir tada sahip olanlar. Bu “transit” sırasında, yıldızdan gelen ışık, farklı atomlar veya moleküller tarafından emilim belirtilerini ölçmemizi sağlayan gezegenin atmosferi tarafından filtrelenir. Genel olarak, elde ettiğimiz veriler, gezegenin bir tarafından geçen ışığı diğerinden ayıracak kadar iyi değildir ve atmosferin emdiği şeylerin ortalaması ile sonuçlanır. Atmosferik uzuv boyunca koşullar (yani, uzaydan gözlemlendiği gibi bir gezegeni çevreleyen atmosfer dilimi) büyük ölçüde değişebilir, nihai ortalamayı yorumlamak genellikle bir baş ağrısıdır.

Bu kez, aslında, dünyadaki diğer optik teleskoplardan daha büyük bir teleskop kullanarak ve son derece hassas bir spektrografla birleştirerek, gezegenin uzuvunun doğu tarafı tarafından emilen sinyali batı tarafı tarafından emilen sinyalden ayırabildik. Bu, gezegendeki rüzgarların mekansal varyasyonunu ölçmemizi sağladı.

Dış gezegenlerin atmosfer çalışmasının geleceği

Avrupa şu anda ESO’nun 2030 için planlanan son derece büyük teleskopu tarafından yönetilen yeni nesil teleskopları inşa ediyor. ELT, VLT’nin 8 metrelik dört teleskopundan ışığı birleştirerek elde ettiğimiz teleskopun iki katı, 30 metre çapında bir aynaya sahip olacak.

Bu dev teleskop, dış gezegenlerin atmosferleri hakkında daha da kesin ayrıntı toplayacak. Özellikle, “sıcak jupiters” dan daha küçük ve daha soğuk dış gezegenlerdeki rüzgarları ölçecektir.

Ancak hepimizin gerçekten beklediğimiz şey, ELT’nin, suyun sıvı bir durumda olabileceği yıldızlarının yaşanabilir bölgesinde dönen kayalık gezegenlerin atmosferinde moleküllerin varlığını ölçme yeteneğidir.

Bu makale şuradan yeniden yayınlanmıştır. Konuşma Creative Commons lisansı altında. Oku orijinal makale.