Observationer af planeter, der kredser rundt om andre stjerner, bliver stadig mere almindelige, når astronomiske teknikker bliver mere og mere sofistikerede. Hvad kan være årsag til dette? I en nylig undersøgelse afslørede observationer af den ekstrasolære planet HD 209458b (også uofficielt kendt som “Osiris”, der kredser om en stjerne i stjernebilledet Pegasus) den stærkeste spektroskopiske nogensinde signatur for en kæmpe ekstrasolær planet, hvilket indikerer, at Osiris producerer en enorm sky af gas. Denne gas går tabt fra planetens atmosfære; Osiris fordamper…
Osiris kredser rundt om en stjerne (fantasifuldt) kaldet HD 209458, en gul dværg, der ikke er alt for forskellig fra vores sol (med 1,1 solmasser, 1,2 solradier og en overfladetemperatur på 6000 K). Denne ekstrasolære planet er speciel, idet den let kan observeres i sin transitperiode på 3,5 landdage. Dette meget korte år skyldes dets lille orbitalradius på kun 0,047 AU. Osiris kunne kaldes en "varm Jupiter", da den er en gasgigant, ca. 60% af Jupiters masse, og den kredser inden for 0,05 AU fra sin moderstjerne. På grund af sin nærhed til HD 209458 har Osiris en overfladetemperatur på over 1000 K.
Osiris 'størrelse og kompakte bane får HD 209458s lysstyrke til at variere med 2%, når planeten passerer foran stjernen. Det er af denne grund, at HD 209458 er blevet betegnet som en "variabel stjerne" med navnet V376 Pegasi.
Spektroskopisk analyse af stjernen viser imidlertid, at emissioner fra elementer som neutralt brint og en carbonion dæmpes langt mere end den 2% optiske lysstyrke dæmpning. Hvad kan være årsag til denne stigning i dæmpning af spektroskopiske emissionslinjer? Da lys produceres af HD 209458, blokeres det af planeten Osiris, hvilket skaber den 2% dæmpning, der er observeret ved optisk instrumentering. Dog øger noget diskens tværsnit og absorberer bestemte spektrale bølgelængder af stjernemission. For eksempel er der en dæmpningseffekt på 5-15% på neutralt brint (Hl ved 121,6 nm) og en dæmpningseffekt på 7-13% på både atomisk ilt (OI ved 130,5 nm) og enkeltvis ioniseret carbon (C II ved ca. 133,5 nm ). Dette fik astronomer til at indse, at der var en sky af gas omkring Osiris, så de fleste af de optiske bølgelængder kunne passere igennem, men absorbere nogle spektroskopiske linjer.
Da Osiris kredser så tæt på sin stjerne, er røntgen- og EUV-emissioner spændende gasser i eksosfæren (den øverste række af gasgigantens atmosfære), hvilket forårsager opvarmning og ekspansion. Da planeten er stærkt påvirket af sin stjernes tyngdekrafttræk, vil tidevand spille en stærk rolle i at forstærke udvidelsen af Osiris 'atmosfære. På et bestemt tidspunkt, når planetens "eksobase" (eller basen i eksosfæren) når Roche-grænsen, vil atmosfæriske gasser begynde at undslippe planetens tyngdepunkt og interaktionen med HD 209458 forårsager en geometrisk afblæsning, sprøjter enorme mængder atmosfæriske gasser ud i rummet. Atmosfæren i Osiris er derfor fordampning.
Dette er et spændende emne, og flere detaljer kan findes i den gennemgang, der for nylig blev offentliggjort af David Ehrenreich fra Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, universitetet Joseph Fourier, Frankrig.
Kilde: arXiv: 0807.1885v1 [astro-ph]
