Анализ спектров показал, что атмосферы двух планет в системе L 98-59 богаты серосодержащими газами

Рис. 1. Транзитный спектр планеты L 98-59 b; по горизонтали — длина волны в мкм, по вертикали — глубина транзита в миллионных долях. Под основным графиком — содержание SO₂, H₂, CO₂ и H₂S в атмосфере по результатам моделирования (по горизонтали — значение параметра, по вертикали — относительная вероятность того, что при данном наблюдаемом транзитном спектре параметр в действительности имеет данное значение; шкала содержания газов — логарифмическая, значение −6 соответствует 1 миллионной доле; молекулярная масса указана в атомных единицах массы). Рисунок из обсуждаемой статьи A. Bello-Arufe et al., 2025. Evidence for a volcanic atmosphere on the sub-Earth L98-59b

Исследование трех внутренних планет в системе удаленного от нас примерно на 35 световых лет красного карлика L 98-59 методом транзитной спектроскопии принесло первые результаты об их атмосферах. Планета L 98-59 b стала первой экзопланетой размером меньше Земли с охарактеризованной атмосферой. Судя по всему, она окружена оболочкой из вулканических газов, свидетельствующей о мощном приливном разогреве. Планета L 98-59 d относится к промежуточному типу между скалистыми планетами и мининептунами, однако плотная серосодержащая атмосфера обнаружена и на ней. Для подобных планет это неожиданно и может привести к пересмотру моделей их строения.

Вопрос существования планет у других звезд занимал человечество издавна. Поначалу он казался неразрешимым — например, полный аналог Земли, обращающий вокруг полного аналога Солнца, с расстояния 10 световых лет выглядит как объект +28^m (звездной величины) в 0,2 угловых секундах от своего светила яркостью +3^m (чуть слабее Полярной звезды и звезд «ковша» Большой Медведицы). Разглядеть такой объект — это примерно как увидеть светящуюся стрелку на часах пилота самолета, прожектор которого светит прямо на наблюдателя, с расстояния в тысячу километров.

Тем не менее, астрономы придумали методы обнаружения планет у других звезд. Два из них — метод лучевых скоростей и транзитный метод — уже стали «рабочими лошадками» экзопланетологии. Подробнее о них см. новость Определена масса горячей землеподобной планеты Kepler-78b («Элементы», 25.11.2013), задачу Кривые блеска и экзопланеты, а также статью М. Марова и И. Шевченко Экзопланеты. Мы же лишь очень кратко напомним, в чем суть этих методов.

Поскольку гравитационно связанные объекты притягивают друг друга, планета, обращаясь по орбите вокруг звезды, слегка смещает звезду, которая в результате тоже обращается по очень маленькой орбите вокруг общего центра масс. Из-за этого звезда то удаляется от нас, то приближается к нам. Это вызывает доплеровский сдвиг ее излучения, который можно обнаружить с помощью спектроскопии сверхвысокого разрешения. Если планета при этом еще и проходит по диску звезды (с точки зрения наблюдателя), она затмевает часть звездного света. Типичное падение яркости при этом составляет сотые доли процента, но обнаружить его гораздо проще, чем напрямую увидеть отраженный свет планеты, которая тусклее звезды в миллионы или даже миллиарды раз.

Первые экзопланеты у обычных звезд были найдены тридцать лет назад (см. 51 Пегаса b). Сейчас их счет пошел на многие тысячи, и уже никого не удивить новостью о том, что у очередной звезды открыли очередную планету.

Транзитная спектроскопия

Астрономические приборы и методы обработки данных постоянно совершенствуются, и теперь ученые могут переходить от открытия экзопланет к их изучению. Главный метод современной экзопланетологии — транзитная спектроскопия: не просто измерение падения яркости звезды при ее затмении планетой, а измерение величины этого падения на разных длинах волн. О нем стоит рассказать подробнее.

Если планета радиусом \(r_p\) проходит по диску звезды радиусом \(r_s\), то наблюдаемая яркость звезды (в приближении однородной яркости ее диска) уменьшается на величину \(\left(\frac{r_p}{r_s}\right)^2\), — то есть, по сути, на отношение видимых площадей дисков планеты и звезды. Если планета скалистая, добавить тут почти нечего — камень одинаково хорошо перекрывает свет любой длины волны. Иначе дело обстоит с планетами, у которых есть атмосфера, — в частности из-за того, что разные газы могут поглощать излучение разных длин волн. Например, углекислый газ не поглощает видимый свет, поэтому излучение звезды в видимой части спектра просто «не заметит» CO₂-составляющую атмосферы экзопланеты на пути к детектору нашего телескопа. Но углекислый газ хорошо поглощает инфракрасное излучение — через углекислотную атмосферу оно не пройдет. В спектральных полосах поглощения углекислого газа глубина транзита составит \(\left(\frac{r_p+h}{r_s}\right)^2\), где \(h\) — минимальная высота, на которой лучи данной длины волны проходят над поверхностью планеты, не испытывая заметного ослабления. Измеряя транзитный спектр — зависимость степени перекрытия света звезды планетой от длины волны — можно получить спектр поглощения газов, составляющих атмосферу планеты.

Рис. 2. Схема транзитной спектроскопии. Вверху: облака перекрывают свет любой длины волны. Внизу: атмосфера перекрывает только излучение определенных длин волн. В результате — в этом примере — желтый свет звезды переходит в оранжевый при поглощении зеленого. Изображение с сайта space.com

Нетрудно заметить, что амплитуда транзитного спектра очень сильно зависит от параметров экзопланеты и ее звезды. Чем больше планета и чем меньше звезда — тем больше глубина самого транзита: у небольших скалистых планет около солнцеподобных звезд она не превышает десятков миллионных долей (м. д.), а у газовых гигантов около небольших звезд может достигать нескольких процентов. Чем протяженнее атмосфера экзопланеты — точнее, чем больше ее давление и шкала высоты по сравнению с радиусом планеты, — тем больший вклад она дает в глубину транзита. Шкала высоты пропорциональна температуре атмосферы и обратно пропорциональна ее молекулярной массе, а также ускорению свободного падения: \(h=\frac{RT}{\mu g}\).

Наконец, чем ближе планета к звезде и короче ее орбитальный период — тем чаще случаются транзиты, и тем больше информации можно собрать, усредняя полученные данные со многих наблюдений. Проще всего изучать «рыхлые» водородные атмосферы горячих газовых гигантов, а полные аналоги Земли остаются «крепким орешком», которые будут по зубам только следующему поколению приборов.

Если радиус экзопланеты равен 7000 км (чуть больше Земли), радиус звезды — 500 000 км (чуть меньше Солнца), а «толщина» атмосферы — 100 км, то в диапазонах прозрачности атмосферы глубина транзита будет равной 196 м. д., а в полосах интенсивного поглощения — 201 м. д. Разница в 5 миллионных долей очень мала, но она намного больше, чем соотношение яркости экзопланеты в отраженном свете и яркости самой звезды, — и близка к чувствительности самых современных приборов. Для полного аналога Земли эти цифры составят 84 и 86 м. д, а амплитуда транзитных спектров горячих юпитеров может составлять тысячи м. д.

Объектами «промежуточной сложности» выступают скалистые планеты красных карликов — самых легких, холодных и распространенных звезд в Галактике. Планетные системы таких звезд часто напоминают увеличенные копии системы галилеевых спутников Юпитера: несколько небесных тел примерно одинакового «калибра», обращающиеся вокруг своей звезды по близким орбитам в одной плоскости, нередко в орбитальных резонансах (такие системы еще называют «горошины в стручке»). Суммарная масса планет, как и у спутников планет-гигантов, составляет в таких системах несколько сотых долей процента от массы центрального тела. Поскольку красные карлики в сотни раз массивнее Юпитера, спутники-переростки часто оказываются размером с Землю, а их температуры нередко соответствуют зоне обитаемости.

Нужно отметить, что с обитаемостью у таких планет все намного сложнее, чем у полных аналогов Земли. В начале своего жизненного пути красные карлики обладают повышенной светимостью, иногда — в десятки раз относительно «зрелого» возраста. Их вспышечная активность намного превосходит солнечную, а приливные силы тормозят суточное вращение планет. Атмосфере и океанам новорожденной планеты красного карлика приходится выдержать сначала разогрев до меркурианских температур и нещадный обстрел звездной плазмой, а затем — установление вечного дня на одной стороне и вечной ночи на другой (атмосфера при этом может вымерзнуть на ночном полушарии планеты).

Но если планета красного карлика сумела сохранить свою атмосферу — она становится отличной целью для астрономов (если звезда не слишком далеко от нас, конечно). Глубина транзитов у таких планет достигает десятых долей процента, сами транзиты происходят в десятки раз чаще, чем у аналогов Земли. Красных карликов много, и вдобавок, у них больше и сама вероятность транзитной конфигурации — чем ближе тело к звезде, тем больше допустимое отклонение плоскости орбиты от луча зрения, при котором планета все еще не «промахивается» мимо диска звезды. Суммарный шанс отыскать транзитную планету у близкого и яркого красного карлика оказывается в сотни раз больше, чем у солнцеподобной звезды.

Планетная система L 98-59

Одной из таких звезд с транзитными планетами оказалась L 98-59 — типичный «красный карлик по соседству». Это неприметная звездочка в созвездии Летучей Рыбы, в 34,6 световых годах от Земли — в масштабе Галактики это очень близкое соседство. Ее яркость составляет +11^m — такую можно разглядеть в средний любительский телескоп в отсутствие засветки. Масса и радиус L 98-59 составляют 0,27 и 0,3 солнечных, а светимость меньше солнечной в 90 раз. Спектральный класс этого светила — M3, что соответствует температуре фотосферы 3150°C (почти вдвое меньше солнечной).

Здесь надо упомянуть про деление красных карликов на две «весовые категории». Легкие красные карлики выделяют особенно много энергии при изначальном гравитационном сжатии, и их период повышенной светимости выражен особенно сильно. Кроме того, вспышечная активность звезды зависит от напряженности ее магнитного поля — а она, в свою очередь, определяется интенсивностью конвекции в звездных недрах. У легких красных карликов бурная конвекция происходит по всей толще звезды, включая ее плотное ядро, — и их вспышечная активность гораздо сильнее, чем у более массивных звезд, у которых конвекция не затрагивает ядро. Граница проходит примерно по классу M4 (чем больше цифра — тем меньше масса), так что можно надеяться, что у L 98-59 найдутся не только безвоздушные миры, покрытые лишь реголитом и лавой.

Три внутренние планеты системы L 98-59 были найдены еще в 2018 году с помощью космического телескопа TESS, который специализируется на поисках транзитов (V. Kostov et al., 2019. The L 98-59 System: Three Transiting, Terrestrial-size Planets Orbiting a Nearby M Dwarf). Он продолжает дело, начатое телескопом Kepler, но, в отличие от него, специализируется на близких звездах, разбросанных по всему небосводу. Почти сразу же, в 2019 году, с помощью доплеровской спектроскопии были получены оценки масс планет, а затем — найдены еще две внешние планеты. Как и в транзитных исследованиях, точность измерений при доплеровской спектроскопии возрастает с добавлением новых наблюдений — массы планет, а значит, и их плотности, все еще уточняются. Тем не менее, уже можно сказать, что две внутренние планеты скалистые, хотя и менее плотные, чем Земля. Внутренняя планета больше Марса, но чуть меньше Венеры (она стала первой планетой размером меньше Земли с охарактеризованной атмосферой!), а остальные планеты принадлежат к размерному классу суперземель. Третья планета содержит в своем составе значительную долю льдов или летучих веществ. При этом она нагревается своей звездой как Меркурий Солнцем, а внутренние две — еще в несколько раз сильнее.

Таблица. Свойства планет системы L 98-59. Массы, радиусы и освещенности приведены относительно земных значений, плотности — в г/см³, а орбитальные периоды — в земных сутках

Рис. 3. Слева: положение планет системы L 98-59 на диаграмме «масса — радиус». Наклонными линиями указаны радиусы планет в зависимости от их массы при одинаковом составе. Планета b является скалистой. Планета c, по нынешним данным, находится на самой границе допустимой плотности для скалистых планет, но водная оболочка на ней маловероятна, поскольку по расчетам, за время существования планеты с нее мог улетучиться даже океан в сто раз массивнее земного. Планета d по составу является массивным аналогом внешних галилеевых спутников Юпитера (поровну льдов и скал). Справа: орбиты планет системы L 98-59. Планеты e и f не являются транзитными, их радиусы неизвестны. Зеленым обозначена «эффективная земная орбита», на которой освещенность равна земной; ее радиус — 0,11 а. е. Рисунки из статьи R. Cloutier et al., 2019. Characterization of the L 98-59 multi-planetary system with HARPS и с сайта allplanets.ru

Кроме того, орбиты всех трех внутренних планет обладают заметной эллиптичностью. В сочетании с короткими орбитальными периодами это должно вызвать мощный приливный разогрев их недр, и масштабный вулканизм на поверхности. Планета L 98-59 b слишком мала для того, чтобы удержать атмосферу без постоянной подпитки — а значит, любая атмосфера должна целиком состоять из свежеизверженных вулканических газов. Изучение такой атмосферы — уникальный шанс «заглянуть» в недра планеты, удаленной от нас на тридцать с лишним световых лет. Благодаря этому система L 98-59 и стала целью телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST).

Сочетание транзитной фотометрии и доплеровской спектроскопии позволяет определить одновременно и радиус, и массу планеты, а значит, — рассчитать ее среднюю плотность. Даже если ничего больше не знать о планете, этого бывает достаточно, чтобы сделать выводы о ее составе. Скалистые планеты, как следует из их названия, содержат лишь малое количество летучих веществ, или не содержат их вовсе. Если плотность планеты ниже плотности скал — значит, в ее составе много летучих веществ (сейчас мы не рассматриваем экзотические случаи вроде графитно-алмазных планет). Если она ниже плотности воды — на планете точно есть протяженная водородно-гелиевая атмосфера. Массивные оболочки из всех более тяжелых газов, например, азота, не дают большой прибавки к радиусу планеты: газами в классическом смысле этого слова они могут оставаться только в тонком верхнем слое. Уже на глубинах порядка тысячи километров давление сжимает их до плотности соответствующих твердых тел, а она, при прочих равных, оказывается даже выше плотности водородсодержащих льдов. Планета земной массы, состоящая наполовину из азота и наполовину из воды, имела бы похожий, а то и меньший диаметр, как планета той же массы из чистой воды. С промежуточными случаями гораздо сложнее: без транзитной спектроскопии не определить, что дает прибавку к радиусу — ледяная мантия или водородно-гелиевая оболочка.

JWST и некоторые трудности транзитной спектроскопии

Одной из главных научных целей JWST является именно транзитная спектроскопия экзопланет. Площадь его зеркала в 6 раз больше, чем у «Хаббла», и, в отличие от последнего, JWST работает в инфракрасной части спектра, захватывая ближний, средний и тепловой диапазоны (0,6–28 мкм). В этих диапазонах находятся молекулярные полосы поглощения атмосферных газов, а кроме того, в тепловом инфракрасном диапазоне гораздо меньше соотношение яркостей планет и звезд, что делает возможным и их прямое наблюдение.

Звезда яркостью +11^m дает на зеркале «Джеймса Уэбба» несколько миллиардов фотонов в секунду. Однако, количество «нужных» фотонов в каждом участке спектра во много миллионов раз меньше: общий поток нужно умножить на амплитуду транзитного спектра (одну стотысячную), и разделить на разрешающую способность спектрометра (сотни или тысячи). Получается компромисс: снять спектр с большим разрешением, но с большим шумом, либо с меньшим разрешением, но с меньшими погрешностями.

Снимать приходится весь транзит длительностью до нескольких часов, и столько же отводить на измерение опорного сигнала перед транзитом и после него. Диск звезды неоднороден — с краев он темнее, чем в центре (см. задачу Светящийся шар), на нем присутствуют пятна и факелы, и за время транзита на звезде может произойти вспышка. Все это надо учитывать при обработке результатов съемки, а ведь еще есть и чисто инструментальные погрешности: особенности отдельных пикселей сенсора спектрометра, работа механизма охлаждения матрицы, и многое другое. Неудивительно, что итоговый транзитный спектр, даже после всех ухищрений, получается довольно грубым — он состоит из нескольких десятков точек, погрешности на каждой из которых достигают нескольких процентов.

Рис. 4. Сравнение транзитов планеты одного и того же размера по диску солнцеподобной звезды и красного карлика. Для полноты картины на рисунок следует добавить краевое потемнение дисков обеих звезд и факелы, которые на диске красного карлика должны быть намного ярче, чем у солнцеподобной звезды, а на транзитные кривые — скачки в моменты пересечения активных областей. При этом эффект краевого потемнения отображен на транзитных кривых правильно — U-образной формой минимума. Рисунок с сайта beyondearthlyskies.blogspot.com

Моделирование транзитных спектров

Спектры молекулярного поглощения обычно довольно сложны — каждый газ имеет свой характерный рисунок полос поглощения. При съемке в земной лаборатории нетрудно получить спектр высокого разрешения с исчезающе малыми погрешностями — и по нему, как по отпечаткам пальцев, точно выяснить состав газовой смеси. Транзитный спектр, с его грубым разрешением и большими погрешностями, похож скорее на энцефалограмму — каждая точка на нем есть результат действия множества факторов. По сути, он содержит всего несколько тысяч бит полезной информации, да еще и «пропущенных через миксер». Однако этого вполне достаточно для грубого описания состава атмосферы и ее свойств. Задача ученых — извлечь эту информацию как можно полнее и достовернее, и здесь на помощь приходит компьютерное моделирование атмосферы планеты.

Чтобы правильно расшифровать транзитный спектр, ученые строят множество моделей атмосферы, различающихся составом: например, атмосфера из чистого водяного пара, из водяного пара, разбавленного азотом, или из водорода с примесью пара. В каждой модели рассчитывается вертикальный профиль атмосферы — распределение температуры, давления, облаков и химического состава по высоте. В неравновесных («свободных») моделях ученые варьируют концентрацию каждого газа независимо: это позволяет обнаружить неравновесность состава атмосферы, но требует спектра высокого качества. Если же спектр грубый, приходится использовать равновесную модель: позволить всем компонентам атмосферы, а так же продуктам их фотолиза, реагировать в модели друг с другом до достижения химического равновесия — локального или глобального. Это уменьшает число свободных параметров модели, которые надо определить, исходя из самого спектра.

Рассчитав атмосферные профили, ученые строят спектральную модель. В ней они «пропускают» свет звезды через атмосферу каждой атмосферной модели, улавливают его виртуальным приемником, подвергают полученный модельный спектр такой же обработке, как реальный, и сравнивают полученный спектр с наблюдаемым. Если наилучшая модель окажется статистически отличающейся от базовой модели («плоского» спектра планеты без атмосферы), значит, она и ближе всех к реальности.

Еще одна сложность транзитной спектроскопии связана с облаками. Если они состоят из крупных и бесцветных частиц, то с точки зрения транзитной спектроскопии, они перекрывают свет звезды почти так же, как и поверхность планеты. Это создает неоднозначность интерпретации результатов. В статьях по экзопланетологии часто можно встретить заключения, звучащие примерно так: «на планете не обнаружено существенной атмосферы, либо она обладает высотной дымкой на уровне давления не глубже 10 миллибар».

Отличить скалы от облаков позволяют наблюдения вторичного затмения — когда планета проходит за звездой. В тепловом диапазоне удельная яркость поверхностей планеты и звезды может отличаться всего в несколько раз — она пропорциональна отношению их температур — и глубина вторичного транзита оказывается всего в те же несколько раз меньше, чем глубина первичного. Измеряя ее, можно узнать температуру дневного полушария планеты. В отсутствие атмосферы оно нагрето до максимально возможной температуры, при которой разогрев светом звезды уравновешивается только тепловым излучением поверхности планеты. Атмосфера добавляет к этому перенос тепла с дневной на ночную сторону, и при ее наличии измеренная температура оказывается намного ниже максимальной (к примеру, на Луне днем +120°C, а на Земле не бывает выше +55°C). Немного сложнее, наблюдая и сравнивая глубину транзитов в разных участках теплового диапазона, определить и температуру ночного полушария планеты, особенно если она нагрета атмосферным переносом или вулканизмом.

Так что, если транзитный спектр плоский, но дневное полушарие подозрительно холодное (а тем более, если при этом еще и ночное — слишком теплое) — вполне возможно, мы видим не поверхность, а высотную дымку.

Вулканическая атмосфера планеты L 98-59 b

Первая и, на данный момент, единственная расшифровка транзитного спектра L 98-59 b была выполнена американскими учеными и опубликована в архиве электронных препринтов. Оказалось, что больше всего транзитные спектры L 98-59 b похожи на «подпись» атмосферы, состоящей из сернистого газа. Это роднит L 98-59 b со спутником Юпитера Ио, и такое сходство было ожидаемо — состав вулканических газов отражает историю формирования небесного тела и современные геологические процессы на нем.

К примеру, большая часть исходного материала Земли не испытывала сильного нагрева и не лишилась связанных летучих веществ, и, например, ее мантия содержит в растворенном виде не меньше воды, чем земные океаны. Кроме того, в ходе тектонических процессов карбонатные и гидратированные породы океанического дна погружаются в мантию, где разлагаются под нагревом, и выделяющиеся летучие вещества присоединяются к мантийным вулканическим газам. Поэтому в выбросах земных вулканов преобладают H₂O и CO₂, а SO₂ обычно находится лишь на третьем месте.

Напротив, исходный материал Ио оказался лишен летучих веществ: в момент ее образования светимость Юпитера, еще сохранившего все тепло аккреции, достигала одной стотысячной от солнечной (C. Bierson et al., 2023. Jupiter's Early Luminosity May Have Driven off Io's Initial Water Inventory), а Ио обращается к нему так же близко, как Луна к Земле. Казалось бы, одна стотысячная — это немного, но этого хватало, чтобы на своей орбите Ио нагревалась Юпитером так же, как Венера Солнцем в наше время. Серосодержащие соединения при этом сохранились, но сейчас, благодаря приливному разогреву, недра Ио раскалены сильнее земных, и сульфаты разлагаются на оксиды и сернистый газ.

Те же причины, только многократно усиленные, объясняют и состав вулканической атмосферы L 98-59 b. Ученые рассчитали, что она должна улетучиваться под действием ионизирующего излучения со скоростью несколько сотен тонн в секунду, но при этом непрерывно восполняться вулканическими извержениями. Собственно, найденная атмосферная модель очень хорошо соотносится с предсказанием, сделанным годом раньше на основе расчетов приливного разогрева и вызванного им вулканизма (D. Seligman et al., 2024. Potential Melting of Extrasolar Planets by Tidal Dissipation). Если недра этой экзопланеты содержат столько же сульфатов, сколько и земные, то для восполнения атмосферы нужно непрерывное излияние миллиона кубометров лавы в секунду. Это в несколько раз больше, например, расхода воды в Амазонке, и в тысячи раз превышает средний темп излияния лавы во время образования Сибирских траппов, которое вызвало самое масштабное вымирание на Земле на границе пермского и триасового периодов.

При таких темпах излияния лавы (3×10⁹ кг/с) вся планета массой 3×10²⁴ кг полностью переплавится за 30 млн лет — то есть, порядка сотни раз за всю свою историю (если принять, что возраст планеты ~3 млрд лет). Это приведет, как минимум, к значительному обеднению ее материала летучими веществами — а значит, реальный масштаб вулканизма может оказаться еще намного больше. На это указывает и упоминавшееся выше моделирование экстремального приливного разогрева — отмечается, что приливное плавление недр является саморазгоняющимся процессом, при котором выделение тепла усиливается с истончением оставшейся коры планеты. Равновесие наступает, когда отток тепла через тонкую кору над магматическим океаном сравняется с его выделением в недрах. При этом отток тепла из недр может не уступать нагреву поверхности теплом звезды и даже превышать его. Гораздо более точных оценок масштаба вулканизма на L 98-59 b следует ожидать после того, как JWST измерит температуру ночной стороны планеты.

Рис. 5. Слева: вулкан Фаградальсфьядль в Исландии. Темпы извержения лавы на L 98-59 b соответствуют поверхности, усеянной подобными вулканами на расстоянии примерно несколько десятков километров друг от друга (в предположении, что пиковый расход лавы при данном извержении составляет 50 м³/c). Справа: экзопланета L 98-59 b может быть очень похожа на воображаемую планету Мустафар из Звездных Войн. Изображения с сайтов en.wikipedia.org и starwars.fandom.com

Внешние планеты

Другие транзитные планеты системы L 98-59 тоже не остались без внимания ученых. Похоже, что вторая планета, L 98-59 c, не обладает заметной атмосферой, несмотря на то, что она намного массивнее и заметно холоднее первой, а приливной разогрев и вулканическая активность на ней должны быть тоже весьма масштабными (N. Scarsdale et al., 2025. JWST COMPASS: The 3-5 Micron Transmission Spectrum of the Super-Earth L 98-59 c). Тем не менее, тонкие атмосферы из CO₂, N₂ или SO₂ без примеси водорода с гелием, особенно с высотной дымкой, все еще не исключены, и здесь помогут только дальнейшие наблюдения.

Напротив, у планеты L 98-59 d атмосфера имеется с достаточно высокой достоверностью. Расшифровкой спектра независимо занимались две научные группы, и обе пришли к одному и тому же результату: атмосфера планеты d тоже наполнена серосодержащими газами (A. Banerjee et al., 2024. Atmospheric Retrievals Suggest the Presence of a Secondary Atmosphere and Possible Sulfur Species on L98-59 d from JWST Nirspec G395H Transmission Spectroscopy; A. Gressier et al., 2024. Hints of a Sulfur-rich Atmosphere around the 1.6 R_⊕ Super-Earth L98-59 d from JWST NIRspec G395H Transmission Spectroscopy). Отснятых спектров пока недостаточно, чтобы определить ее состав однозначно, но наиболее вероятными основными компонентами являются сероводород или сернистый газ, в некоторой мере разбавленные водородом с гелием, а наличие метана, углекислого газа и водяного пара маловероятно. Атмосфера может содержать некоторое количество угарного газа. При этом средняя молекулярная масса атмосферы близка к 10 а.е.м., что исключает водород в качестве доминирующего компонента, но и плохо совместимо с атмосферой, в которой он отсутствует.

Сернистая атмосфера на океанической планете — довольно неожиданная находка. Планета L 98-59 d почти точно обладает горячим океаном глубиной в тысячи километров, вероятно — сверхкритическим в верхней его части, — и ее мантия не может быть сложена столь же «прокаленным» материалом, как на Ио или L 98-59 b. На такой планете следует ожидать атмосферу из водяного пара, возможно, разбавленную водородом, с примесями CH₄, CO, H₂S и продуктов их фотолиза. Продукты мантийной дегазации должны теряться на фоне огромной массы первичной оболочки, доля серы в которой, при обычном составе, в десяток-другой раз уступает долям углерода и кислорода. Кроме того, в обычных условиях сероводород и диоксид серы отлично растворяются в воде, а последний еще и вытесняет углекислый газ из воды и карбонатов за счет большей кислотности.

Если подтвердится, что водяной пар не является доминирующим компонентом атмосферы L 98-59 d, это станет не менее удивительной находкой, чем высокая концентрация соединений серы. Определить настоящее содержание водяного пара по существующим данным невозможно, но если его действительно мало — это может свидетельствовать об экзотическом общем элементном составе планеты. Если же она — все-таки обычный океанический мир, ее странная атмосфера может отражать еще неизвестные особенности химии и физики планетных мантий изо льдов высокого давления. Хоть L 98-59 d и не тянет на мининептун с по-настоящему экзотическими фазами льдов в недрах, давление и температура в толще ледяных мантий таких планет превышают сто килобар и тысячу градусов, а при таких условиях поведение соединений уже существенно отличается от привычного.

Заключение

Напоследок, надо отметить, что все эти результаты далеко не окончательны. В истории экзопланетологии бывали случаи, когда целые планеты приходилось «закрывать» после обновления наблюдательных данных. Планетам системы L 98-59 такое не грозит — данные транзитной фотометрии и доплеровской спектроскопии в сумме дают очень высокую надежность. С атмосферами пока все не так однозначно — даже вероятность полного отсутствия атмосферы на L 98-59 b (или наличия ее на L 98-59 c) все еще составляет порядка 1%. Но и радиусы, и массы, а тем более — свойства атмосфер этих планет еще будут уточняться в дальнейших наблюдениях, многие из которых уже запланированы.

В экзопланетологии особенно ярко проявляется принцип: первые результаты — не значит «окончательные». Данные будут непрерывно уточняться в последующие годы и десятки лет. Ни на одном из этапов этого процесса нельзя подводить окончательную черту, во всяком случае, пока не будут реализованы проекты далекого будущего, позволяющие наблюдать сами экзопланеты в деталях. Но можно говорить о преодолении очередной ступени. Вулканическая атмосфера L 98-59 b — это первый взгляд в недра скалистой планеты у другой звезды и первая характеризация атмосферы планеты, меньшей чем Земля. А сернистая атмосфера мини-нептуна L 98-59 d — это большой повод присмотреться к таким планетам повнимательнее — после чего, возможно, переписать некоторые главы учебников.

Источники:
1) Aaron Bello-Arufe, Mario Damiano, Katherine A. Bennett, Renyu Hu, Luis Welbanks, Ryan J. MacDonald, Darryl Z. Seligman, David K. Sing, Armen Tokadjian, Apurva Oza, Jeehyun Yang. Evidence for a volcanic atmosphere on the sub-Earth L98-59b // электронный препринт arXiv:2501.18680 [astro-ph.EP].
2) Nicholas Scarsdale, Nicholas Wogan, Hannah R. Wakeford, Nicole L. Wallack, Natasha E. Batalha, Lili Alderson, Artyom Aguichine, Angie Wolfgang, Johanna Teske, Sarah E. Moran, Mercedes Lopez-Morales, James Kirk, Tyler Gordon, Peter Gao, Natalie M. Batalha, Munazza K. Alam, Jea Adams Redai. JWST COMPASS: The 3-5 Micron Transmission Spectrum of the Super-Earth L 98-59 c // электронный препринт arXiv:2409.07552 [astro-ph.EP].
3) Agnibha Banerjee, Joanna K. Barstow, Amélie Gressier, Néstor Espinoza, David K. Sing, Natalie H. Allen, Stephan M. Birkmann, Ryan C. Challener, Nicolas Crouzet, Carole A. Haswell, Nikole K. Lewis, Stephen R. Lewis, and Jingxuan Yang. Atmospheric Retrievals Suggest the Presence of a Secondary Atmosphere and Possible Sulfur Species on L98-59 d from JWST Nirspec G395H Transmission Spectroscopy // The Astrophysical Journal Letters. 2024. DOI: 10.3847/2041-8213/ad73d0.
4) Amélie Gressier, Néstor Espinoza, Natalie H. Allen, David K. Sing, Agnibha Banerjee, Joanna K. Barstow, Jeff A. Valenti, Nikole K. Lewis, Stephan M. Birkmann, Ryan C. Challener, Elena Manjavacas, Catarina Alves de Oliveira, Nicolas Crouzet, and Tracy. L Beck. Hints of a Sulfur-rich Atmosphere around the 1.6 R⊕ Super-Earth L98-59 d from JWST NIRspec G395H Transmission Spectroscopy // The Astrophysical Journal Letters. 2024. DOI: 10.3847/2041-8213/ad73d1.

Иван Лаврёнов