Pirmo reizi ir analizēta superzemes atmosfēra, bet nav paredzēta atvaļinājuma plānošana. Šī planēta ir pārāk tuvu savai zvaigznei (temperatūrai, kas ir 3600 grādi pēc Fārenheita vai 2000 Celsija), un tai ir atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija, piemēram, gāzu milzu planētām.
Ūdeņradis un hēlijs ir jauniešu saules sistēmu pamatelementi, jo šie elementi veido jaunās zvaigznes. Parasti mazās planētas laika gaitā zaudē ūdeņradi un hēliju kosmosā, tāpēc to smagums ir diezgan zems; gaismas elementi svārstās starojuma starojuma dēļ, kas izspiež tos no atmosfēras. Gāzes milži var saglabāt šos elementus to lielās smaguma dēļ.
Dažreiz uz mazām planētām hēlija vai ūdeņraža atmosfēru aizstāj ar sekundāru atmosfēru, kā tas notika uz Zemes. Mūsu slāpekļa, skābekļa un oglekļa dioksīda maisījums, iespējams, radās iekšējos procesos (piemēram, vulkānismā) un augu attīstībā.
"Mēs negaidījām, ka Vēzis Planet 55 saglabās lielāko daļu savas primārās gāzes atmosfēras," Ingo Waldman, Londonas Universitātes koledžas pētnieks, kurš uzrakstīja doktora disertāciju, e-pastā pastāstīja Discovery News. Valdmans atzīmēja, ka planēta ir vienīgā zināma superzeme ar tik augstu temperatūru, bet astronomi domāja, ka tā zaudēs lielāko daļu savas atmosfēras, pateicoties tās vecākās zvaigznes intensīvajam starojumam. Kāpēc tas satur ūdeņradi un hēlijs nav skaidrs. Astronomiem ir vairākas planētas atmosfēras dimensijas, kas pārsniedz saules sistēmu, bet tās ir gāzes milži, kas ir vieglāk pamanāmi teleskopos. Kad liela planēta iet uz priekšu savas zvaigznes diska priekšā, teleskopā atrastie elementi nedaudz mainās. Tiek uzskatīts, ka šī pārmaiņa atspoguļo planētas atmosfēru.
Komanda nolēma izmēģināt šo metodi mazākai planētai, bet tādai, kas atrodas spilgtas zvaigznes orbītā, lai būtu vieglāk atšķirt planētas atmosfēru no vecākās zvaigznes elementiem. Spēcīgs kandidāts šim darbam ir Habla kosmiskā teleskopa platleņķa kamera 3 (WFC3), kuru 2009. gadā uzstādīja astronauti un kuru parasti izmanto, lai izsekotu zvaigznēm vai veidotu galaktikas.
“Habla WFC3 kamera ir ļoti jutīga ierīce, kas sākotnēji nav paredzēta spilgtu zvaigznes novērošanai, un ierīce būs mazliet perederzhivat kā jūsu mobilā tālruņa kamera, kas vērsta pret Sauli,” sacīja Waldman. „2012. gadā tika ieviests skenēšanas režīms, lai atrisinātu šo problēmu. Būtībā tagad mēs ātri pārvietojamies pie Habla gar zvaigžņu plankumiem un“ uztriepam ”spektru pāri detektoram, kas atrisina pārmērīgas ekspozīcijas problēmu, bet padara datu analīzi ļoti sarežģītu.”
Papildu problēma ir attālums līdz 55 vēzim tuvu zvaigznei e. Tā griežas ap Saules tipa zvaigzni, kas ir tikai 40 gaismas gadu attālumā no Zemes. Tā kā zvaigzne ir tik spilgta, Waldman teica, ka skenēšanas ātrumam vajadzētu būt daudz ātrākam nekā iepriekš izmantotajam. Komanda izskatīja situāciju un izstrādāja metodi, kas var iegūt dzīvotspējīgu signālu no datiem, signālu, kas bija pietiekami spēcīgs, lai atklātu elementus nelielas planētas atmosfērā. "Ja mēs to spētu izdarīt ar Habla, mēs esam ļoti pārliecināti, ka mēs varam ievērojami uzlabot mērījumus ar nākotnes instrumentiem," sacīja Valdmans, norādot uz nākotnes tīmekļa Web teleskopu Džeimsa Webbā (JWST), tranzīta Exoplanet Survey Satellite (TESS) un PLAnetary Transits un Svārstību zvaigznes (PLATO) teleskopi kā piemēri. "Šie nākamās paaudzes rīki padarīs eksoplanētas spektroskopijas laukumu plašu atvērtu un ļaus mums saprast, ko mēs nevaram pat šodien iedomāties. Citiem vārdiem sakot, mēs patiešām esam uz planētas zinātnes nodošanas no mūsu Saules sistēmas uz galaktiku."
Waldman saka, ka pētniekiem ir divi nākotnes pētniecības virzieni: aplūkot superzemes atmosfēru plašākā nozīmē, kā arī veikt vēža 55 novērojumus. Šķiet, ka atmosfērā ir norādes par ūdeņraža cianīdu, bet, lai to apstiprinātu, būs nepieciešams teleskops , piemēram, JWST, ko var novērot ilgāku viļņu diapazonā nekā Hubble.
Pētījums tiks publicēts Astrophysical Journal, un tagad tas ir pieejams iepriekš Arxiv publikāciju tīmekļa vietnē.
