Vaikka aurinkokuntamme sisältää vain ”tavallisen maan”, astronomit ennustavat, että muut järjestelmät voisivat sisältää “supermaapallot”; kallioiset planeetat, joiden planeetan massa on useita kertoja. Koska punaisilla kääpiötähteillä on vähemmän massaa, ne eivät voi roikkua kevyemmän kaasun päälle, joka menee muodostumaan kaasu jättiläisiä. Jäljellä olevilla raskaammilla elementeillä on aikaa muodostaa erittäin massiivisia maanpäällisiä planeettoja.
Uusi selitys ”supermaapallon” muodostamiselle viittaa siihen, että ne löytyvät todennäköisemmin kiertävistä punaisista kääpiötähteistä - yleisimmästä tähtityypistä - kuin kaasujätteellisistä planeetoista, kuten Jupiterista ja Saturnusta. Carnegie-instituutin terrestriaalisen magnetiikan laitoksen tohtori Alan Bossin teoria kuvaa mekanismia, jolla läheisen massiivisen tähden UV-säteily irtoaa planeetan kaasumaisesta verhokäyrästä, joka paljastaa supermaapallon. Teos, joka julkaistiin 10. kesäkuuta 2006, Astrophysical Journal (Letters), selittää viimeisimmät ekstrasolaariset planeetan löytöt mikrolämmittelymenetelmällä.
Supermaapallon massat vaihtelevat maan ja Neptunuksen välillä, mutta niiden koostumuksia ei tunneta. "Auringon lähinnä olevista 300 tähdestä vähintään 230 on punaisia kääpiötähtiä, joiden massa on alle puolet aurinkoomme", Boss sanoo. "Koska lähellä olevat tähdet ovat helpoimpia paikkoja etsiä muita maapallon kaltaisia planeettoja, on tärkeää yrittää ennustaa, minkä tyyppisillä planeettajärjestelmillä heillä voi olla, ja se tarkoittaa yrittämistä selvittää, kuinka heidän planeetansa voivat muodostua."
Äskettäin esitettiin todisteita kenties pienimmän massan planeetasta, joka on toistaiseksi havaittu kiertoradalla pääjärjestyksen tähden, kuten aurinko, ympärillä. Se löysi kansainvälinen tähtitieteilijöiden yhteenliittymä mikroneuvontatapahtuman kautta, jossa etualan tähti vahvistaa valoa paljon kauempana olevasta tähdestä taivuttamalla taustatähden valoa suuntaan, Einsteinin ennustaman vaikutuksen. Lisäksi he havaitsivat myös sekundaarisen vaalennuksen, mikä oli yhdenmukaista etualan tähdellä kiertävän karkeasti 5,5-maapallon massa planeetan kanssa, joka on samanlainen etäisyys kuin aurinkokunnan asteroidihihna. Vaikka etualan tähden identiteetti ei ole tiedossa, se on todennäköisesti punainen kääpiö (M kääpiö) tähti. Myöhemmin esitettiin todisteita 13-Maan massan planeetan suorittamasta mikrolennosta toisen punaisen kääpiön ympärillä.
Mikrolennon havaitsemisryhmät tulkitsivat löytöjään todisteena siitä, että supermaapallot voivat muodostua punaisten kääpiötähteiden ympärille samalla prosessilla, joka johti Maan ja muiden maanpäällisten planeettojen muodostumiseen aurinkokunnassamme, nimittäin törmäyksissä asteittain kasvavien kiinteiden kappaleiden välillä. Tämä prosessi on kuitenkin niin hidas, että on epätodennäköistä, että se johtaisi kaasu jättiläisten planeettojen muodostumiseen punaisten kääpiöiden ympärille, koska kiekkokaasu todennäköisesti katoaa ennen kuin kiinteät rungot voivat kasvaa riittävän suuriksi kaiken kaasun sieppaamiseksi. Mikrolentoilutiimit olivat kuitenkin aikaisemmin löytäneet todisteita kahdesta kaasujätteellisestä planeetasta, joiden massa oli samanlainen kuin Jupiterilla kahden muun punaisen kääpiötähteen ympärillä. Koska mikroleikkauksella on havaittu yhtä suuri määrä sekä jättiläismäisiä että supermaapallon massoja olevia planeettoja, mutta entisiä on helpompi havaita, he väittivät, että jättiläinen planeettojen on oltava paljon vähemmän kuin supermaapallot.
Boss pohtii näitä löytöjä istuessaan hotellin aulassa Houstonissa, kun hänelle ilmestyi uusi selitys neljälle mikrolämmitettävälle planeetalle. Hän oli aiemmin osoittanut, että punaiset kääpiötähdet muodostavat todennäköisesti kaasujätteisiä protoplaneetteja nopeasti levyn epävakauden mekanismin avulla, jolloin kaasumainen levy muodostaa spiraalivarret ja itsegravitaattiset protoplaneetit, joista tulee Jupitereita ilman häiriöitä. Useimmat tähdet kuitenkin muodostuvat alueilla, joilla massiiviset O-tähdet lopulta muodostuvat. Tällaiset tähdet lähettävät valtavia määriä ultravioletti (UV) säteilyä, joka poistaa levykaasun nuorten tähtien ympäriltä, altistaen niiden ulkoiset protoplaneetit UV: lle ja poistamalla niiden kaasumaiset kirjekuoret. Vuonna 2002 Boss ja hänen Carnegie-kollegansa George Wetherill ja Nader Haghighipour (nyt Havaijin yliopistossa) ehdottivat tätä selitystä Uranuksen ja Neptunuksen muodostamiselle, joiden massat ovat samanlaisia kuin supermaapallon.
"Minulle valutti, että koska UV: n strippaus riippuu keskitähden massasta, supermaapallot tulisi löytää paljon pienemmiltä kiertoradailta punaisen kääpiön ympärillä kuin aurinko", Boss sanoo. "Tämä ajatus ennustaa luonnollisesti, että punaisten kääpiöiden, jotka muodostuvat lähellä massiivisia tähtiä, päätyvät supermaapallot, jotka kiertävät etäisyyksille, joille supermaapallot on löydetty mikrolennon avulla." Punaiset kääpiöt, jotka muodostuvat ilman massiivisia tähtiä, eivät kärsi UV-säteilystä ja muodostavat siis näillä etäisyyksillä kaasumaisia jättiläisiä planeettoja supermaapallon sijasta. Tällaiset tähdet ovat vähemmistössä, joten punaisten kääpiöiden tulisi kiertää enimmäkseen supermaapallot asteroidien etäisyyksillä ja niiden ulkopuolella. Tämä ennuste sopii tähän päivään mennessä suoritettuihin mikrolennon havaitsemisiin.
On vielä nähtävissä, varmistavatko Bossin teoreettiset ennusteet meneillään olevilla mikroneuvontahakuilla ja NASA: n ja Euroopan avaruusjärjestön suunnitteilla olevilla avaruuspohjaisilla planeettojen havaitsemisoperaatioilla. Supermaapallon koostumuksen määrittäminen on suuri haaste, jolla on merkittäviä vaikutuksia niiden asettavuuteen.
Alkuperäinen lähde: Carnegie-lehdistötiedote
