2017. aasta veebruaris oli maailm üllatunud, et astronoomid - kasutades Tšiili TRAPPIST teleskoobi ja Spitzeri kosmoseteleskoobi andmeid - tuvastasid TRAPPIST-1 süsteemis seitsme kivise eksoplaneedi süsteemi. Justkui poleks see eksoplaneedi entusiastide jaoks piisavalt julgustav, viidati ka sellele, et seitsmest planeedist kolm tiirlesid tähtede ümmarguses asustatavas tsoonis (teise nimega “Goldilocksi tsoon”).
Sellest ajast alates on see süsteem olnud märkimisväärsete uuringute ja järelvaatluste keskmes, et teha kindlaks, kas mõni selle planeetidest võiks olla asustatav või mitte. Nendele uuringutele on omane olnud küsimus, kas planeetide pinnal on vedelat vett või mitte. Kuid Ameerika astronoomide meeskonna uue uuringu kohaselt võib TRAPPIST-i planeetidel olla elu toetamiseks liiga palju vett.
Hiljuti ilmus ajakirjas uurimus pealkirjaga „TRAPPIST-1 planeetide siseränne nende veerikkast kompositsioonist tulenevalt“ Looduse astronoomia. Uuringut juhtis maa- ja kosmoseuuringute kooli (SESE) geoloog Cayman T. Unterborn ning uuringus osalesid Steven J. Desch, Alejandro Lorenzo (samuti SESE-st) ja Natalie R. Hinkel - Vanderbilti ülikooli astrofüüsikud. , Nashville.
Nagu märgitud, on läbi viidud mitmeid uuringuid, mille eesmärk on kindlaks teha, kas mõni TRAPPIST-1 planeet võiks olla asustatav. Ja kuigi mõned on rõhutanud, et nad ei suudaks oma atmosfääri pikka aega käes hoida, kuna nad tiirlevad ümber tähe, mis on muutlik ja kalduvus põleda (nagu kõik punased kääbused), on teiste uuringute käigus leitud tõendeid, et süsteem võiks olla veerikas ja ideaalne elu vahetamiseks.
Uuringu huvides kasutas meeskond varasemate uuringute andmeid, mis üritasid seada piiranguid TRAPPIST-1 planeetide massile ja läbimõõdule, et arvutada nende tihedust. Suur osa sellest tuli andmebaasist nimega Hypatia Catalog (välja töötanud kaasautor Hinkel), mis ühendab andmeid enam kui 150 kirjandusallikast, et määrata meie Päikese lähedal asuvate tähtede tähe arvukus.
Neid andmeid kasutades konstrueeris meeskond massiraadiuse kompositsioonimudelid, et määrata kindlaks kõigi TRAPPIST-1 planeetide lenduv sisaldus. Nad märkasid, et TRAPPIST-planeedid on kiviste kehade jaoks tavaliselt kerged, osutades lenduvate elementide (näiteks vee) suurele sisaldusele. Sarnaselt madala tihedusega maailmades arvatakse, et lenduv komponent on tavaliselt atmosfääri gaaside kujul.
Kuid nagu Unterborn selgitas värskes SESE uudisteartiklis, on TRAPPIST-1 planeedid teine asi:
[T] TRAPPIST-1 planeedid on liiga väikese massiga, et mahutada piisavalt gaasi, et korvata tiheduse defitsiit. Isegi kui nad suudaksid gaasi kinni hoida, muudaks tiheduse defitsiidi korvamiseks vajaminev summa planeedi palju pundumaks kui me näeme. ”
Seetõttu otsustasid Unterborn ja tema kolleegid, et selle planeedisüsteemi madala tihedusega komponent pidi olema vesi. Kui palju vett seal oli, kasutas meeskond ainulaadset tarkvarapaketti, mida arendati ExoPlex nime all. See tarkvara kasutab kaasaegseid mineraalfüüsika kalkulaatoreid, mis võimaldasid meeskonnal ühendada kogu olemasolevat teavet TRAPPIST-1 süsteemi kohta - mitte ainult üksikute planeetide massi ja raadiust.
Nad leidsid, et siseplaneedid (b ja c) olid “kuivemad” - nende massist vett oli vähem kui 15% -, samas kui välimised planeedid (f ja g) oli massist üle 50% vett. Võrdluseks - Maal on massist vaid 0,02% vett, mis tähendab, et nende maailmade maht on samaväärne sadade Maa suurusega ookeanidega. Põhimõtteliselt tähendab see, et TRAPPIST-1 planeetidel võib olla elu toetamiseks liiga palju vett. Nagu Hinkel selgitas:
„Tavaliselt arvame, et elu alustamiseks on planeedil vedel vesi, kuna elu, nagu me seda Maa peal teame, koosneb peamiselt veest ja nõuab selle elamist. Planeedil, mis on veemaailm või sellel, millel puudub vee kohal ükski pind, puuduvad aga olulised geokeemilised või elementaarsed tsüklid, mis on eluks hädavajalikud. ”
Need leiud ei anna suurt kasu neile, kes usuvad, et M-tüüpi tähed on meie galaktikas kõige tõenäolisemalt asustatavate planeetide koht. Punaste kääbuste hulgas pole mitte ainult kõige levinum tähetüüp universumis, moodustades ainult Linnutee galaktikas 75% tähtedest, vaid mitmetel, mis on meie Päikesesüsteemile suhteliselt lähedal, on leitud, et nende ümber tiirleb üks või mitu kivist planeeti.
Nende hulka kuuluvad peale TRAPPIST-1 ka LHS 1140 ja GJ 625 ümbrusest avastatud supermaastikud, Gliese 667 ümbrusest avastatud kolm kivist planeeti ja Proxima b - meie Päikesesüsteemile lähim eksoplaneet. Lisaks selgus 2012. aastal ESO La Silla observatooriumis HARPS-i spektrograafi kasutades tehtud uuringust, et Linnutee punaste kääbustähtede asustamistsoonides võib olla miljardeid kiviseid planeete.
Kahjuks näitavad viimased leiud, et süsteemi TRAPPIST-1 planeedid pole eluks soodsad. Veelgi enam, tõenäoliselt poleks neil piisavalt elu, et toota biosignatuure, mis oleksid nende atmosfääris jälgitavad. Lisaks järeldas meeskond ka seda, et planeedid TRAPPIST-1 pidid olema isast oma tähest eemal ja aja jooksul rändama sissepoole.
See põhines asjaolul, et jäärikkad TRAPPIST-1 planeedid olid nende tähe vastavale “jääliinile” palju lähemal kui kuivemad. Igas Päikesesüsteemis on sellel joonel asuvad planeedid kivisemad, kuna nende vesi aurustub või kondenseerub, moodustades nende pinnale ookeanid (kui on olemas piisav atmosfäär). Sellest joonest kaugemale jääb vesi jää kujul ja see võib akrüülida planeetide moodustamiseks.
Nende analüüside põhjal otsustas meeskond, et TRAPPIST-1 planeedid peavad olema moodustunud jääjoonest kaugemale ja rännanud vastuvõtva tähe poole, et eeldada nende praegust orbiiti. Kuna M-tüüpi (punane kääbus) tähed on teatavasti pärast esimest vormi heledamad ja aja jooksul tuhmid, oleks jääjoon liikunud ka sissepoole. Nagu kaasautor Steven Desch selgitas, sõltub planeetide ränne sellest, kui kaugele nad olid tekkinud.
"Mida varem planeedid moodustusid, seda kaugemale tähest, mida nad vajaksid, et neil oleks nii palju jääd," ütles ta. Lähtudes sellest, kui kaua kiviste planeetide moodustumine võtab, hindas meeskond, et planeedid pidid algselt olema oma tähest kaks korda nii kaugel kui praegu. Ehkki on ka muid märke selle kohta, et selle süsteemi planeedid rändasid aja jooksul, on see uuring esimene, mis kvantitatiivselt määratles rännet ja selle näitamiseks koostise andmeid.
See uuring pole esimene, mis viitab sellele, et punaseid kääbustähti tiirlevad planeedid võivad tegelikult olla “veemaailmad”, mis tähendaks, et kivised planeedid, mille pinnal on mandreid, on suhteliselt haruldane asi. Samal ajal on läbi viidud ka muid uuringuid, mis näitavad, et sellistel planeetidel on tõenäoliselt raske oma atmosfääri käes hoida, mis näitab, et nad ei jääks veemaailmadeks väga kauaks.
Kuni me ei saa neid planeete paremini uurida - mis on võimalik järgmise põlvkonna instrumentide (nt James Webbi kosmoseteleskoop) - oleme sunnitud teoreetiliselt mõtlema selle üle, mida me ei tea, lähtudes sellest, mida teeme. Õppides nende ja teiste eksoplaneetide kohta tasapisi rohkem teada saama, paraneb meie võime otsustada, kuhu peaksime otsima elu, mis asub väljaspool meie päikesesüsteemi.
