Сюрпризом стало обнаружение сверхземель – возможно, самого распространенного типа планет в Галактике, которые при этом отсутствуют в Солнечной системе. Детальный анализ показывает, что более половины звезд спектральных классов от F до K имеют хотя бы одну планету с массой примерно от полутора до десятка земных на орбите с периодом от нескольких дней до нескольких месяцев.
Сверхземли являются самым разнообразным и многочисленным классом экзопланет.
Возможно, что состав и структура планет с массами от нескольких масс Земли до массы Нептуна могут быть весьма разными. По всей видимости, со временем можно будет надежно выделить несколько основных подгрупп. Первая – это собственно сверхземли, у которых доминирует твердое ядро (как у Земли). Вторая – это мини-нептуны, в составе которых много более легких элементов (льдов) и нередки мощные газовые оболочки, которые хотя и составляют лишь несколько процентов от полной массы, но зато вносят существенный вклад в видимый размер. Возможно, в третью, отдельную, подгруппу попадут так называемые планеты-океаны, в составе которых, как полагают, много воды в разной форме, но нет толстой атмосферы (такой как у мини-нептунов). В среднем среди этих трех подгрупп мини-нептуны должны быть самыми тяжелыми, а твердые сверхземли – самыми легкими. Однако есть и интересные исключения, которые плохо вписываются в общую картину. Это не слишком удивительно, если учитывать потенциальное разнообразие параметров протозвездных туманностей и возможные особенности образования планет в каких-то отдельных случаях.
Различие масс и состава планет приводит к разной средней плотности. Интересно, что наименьшая плотность наблюдается не у самых больших газовых гигантов. Чтобы набрать толстую газовую оболочку, необходимо массивное ядро, которое состоит из элементов тяжелее гелия. По этой причине не существует целиком водородно-гелиевых планет и, наоборот, очень массивных планет без водородно-гелиевых оболочек, кроме тех случаев, когда близость к звезде привела к испарению или стеканию внешних слоев. Поэтому самую низкую плотность имеют некоторые «недогиганты», у которых не успело сформироваться достаточно массивное ядро (примерно 10 масс Земли), однако они тем не менее смогли накопить путем аккреции достаточно толстую атмосферу.
Для формирования массивной планеты путем аккреции газа необходимо тяжелое ядро.
Необходимость массивного ядра для формирования газового гиганта объясняет и зависимость частоты встречаемости этих планет от так называемой металличности звезды, т. е. от доли элементов тяжелее гелия в ее составе. При низкой металличности в протопланетном диске недостаточно материала для создания массивных ядер. А вот частота встречаемости более легких каменных планет с массой порядка земной не демонстрирует сильной зависимости от звездной металличности.
Существенно, что структура планет-гигантов значительно меняется со временем. Происходит сжатие и оседание более тяжелых элементов ближе к центру. Например, гелий из внешних слоев может выпадать во внутренние. В результате такого процесса, к примеру, внешние слои Юпитера обеднены гелием. Перераспределение вещества приводит к значительному энерговыделению (а вот радиоактивный распад для планет-гигантов не вносит большого вклада в энерговыделение). Поэтому молодые гиганты могут быть больше и горячее, чем более проэволюционировавшие. С наблюдательной точки зрения это приводит к тому, что для больших планет с возрастами несколько десятков миллионов лет и менее можно получать прямые изображения в ИК-диапазоне, так как, с одной стороны, сами планеты являются достаточно яркими объектами, а с другой – в ИК-части спектра свет звезды уже не так мешает наблюдениям.
Для построения детальных моделей недр пока не хватает экспериментальных данных.
Представление о недрах планет во многом основано на расчетах, так как лабораторные эксперименты не позволяют воспроизвести даже условия в земных недрах, не говоря уже о центральных частях планет-гигантов. Однако даже существующие данные позволяют сделать интересные предсказания. Например, более массивные аналоги Земли должны иметь твердое железное ядро, что приводит к отсутствию мощного магнитного поля. При этом магнитное поле считается существенным фактором для развития сложных форм жизни, поскольку оно защищает планету от звездного ветра и предотвращает потерю газов из атмосферы. Поэтому железно-каменные, но при этом слишком массивные планеты (особенно вокруг красных карликов) не следует рассматривать как хорошие кандидаты в потенциально обитаемые планеты.
3.3. Формирование и миграция планет
В жизни планетной системы можно выделить несколько этапов, основные из которых связаны с периодом ее формирования и становления. Первую стадию можно назвать протозвездной, в это время происходит сжатие сравнительно плотного холодного сгустка межзвездной среды, из его основной массы сформируется звезда (или несколько звезд). Однако из-за вращения и наличия магнитного поля в среде также формируется диск вокруг звезды (если речь идет о двойной системе, то диски могут образоваться и вокруг каждой из звезд, и вокруг всей системы). Постепенно в диске, состоящем из газа и пыли, начинается формирование все более крупных объектов, что может в итоге привести к возникновению планетной системы. Наличие подобного этапа стало первым шагом в моделях образования планет еще со времен Канта (Immanuel Kant) и Лапласа (Pierre-Simon de Laplace).
Иммануил Кант и Пьер-Симон Лаплас – авторы первых реалистичных моделей образования Солнечной системы.
Начальная масса и состав вещества в протозвездной туманности задают многие свойства будущей планетной системы. Поскольку содержание элементов в среднем одинаково и доминируют водород и гелий (около 98 % по массе), то массивные планеты могут быть только газовыми. Во-первых, только этих элементов достаточно много, а во-вторых, даже в случае возникновения твердого протопланетного ядра из более тяжелых элементов оно сразу же аккрецирует много газа, и в окончательном составе планеты все равно будут доминировать легкие летучие вещества.
Параметры планет в первую очередь определяются свойствами протозвездной туманности.
Твердые планеты могут быть в основном железно-каменными, так как в продуктах звездного нуклеосинтеза из всех тяжелых элементов, способных образовывать твердые тела, преобладают железо, кремний и магний. Также в протозвездном облаке достаточно много углерода и кислорода. Вместе с водородом они образуют соединения (воду, метан, углекислый газ), способные в реальных условиях протопланетного диска становиться льдом. Поэтому вдали от звезды, кроме железно-каменных, могут возникать и ледяные твердые тела.
Первоначально рост пылинок в диске происходит за счет слипания, этот процесс довольно быстро приводит к образованию тел миллиметрового размера. Однако далее возникают проблемы.
Двигаясь в газовом диске, тела размерами от сантиметров до метров очень быстро теряют энергию и выпадают на звезду. Это происходит буквально за сотни или тысячи лет – слишком быстро, чтобы они могли стать крупными. Кроме того, при столкновении таких тел они не слипаются, а разрушаются, дробятся. При этом их гравитация еще слишком слаба, чтобы не дать разлететься осколкам столкновения. Поэтому у нас сейчас нет четкого понимания, как из тел миллиметрового размера формируются планетезимали с размерами в десятки километров и более.
За счет слипания пылинок формируются тела миллиметровых размеров.
Существует несколько конкурирующих гипотез о том, как формируются достаточно крупные планетезимали. Например, могут возникать такие аэродинамические условия, что образуется «газовый мешок», заполненный камнями. Они могут сколлапсировать, сформировав твердое тело, которое продолжит аккрецировать «щебенку» (pebbles), увеличивая свою массу (это не единственный сценарий, существуют и другие).
В протопланетном диске протекает два процесса. Во-первых, планетезимали взаимодействуют друг с другом, сталкиваются. При этом можно говорить о том, что крупные поглощают мелких – этот период называют стадией олигархического роста. Во-вторых, могут сложиться условия, при которых крупный объект начнет активно аккрецировать «щебенку» – тела сантиметровых размеров. Это важно для появления массивных газовых планет.
Дело в том, что легкие твердые планеты земной группы могут формироваться относительно долго, десятки миллионов лет, за счет взаимодействия планетезималей (например, Меркурий и Марс, возможно, являются именно такими «последними из планетезималей» – самыми крупными из выживших), однако для роста гигантов есть более жесткий предел.
Для появления планеты-гиганта необходимо создать массивное ядро, пока еще в диске сохранился газ.
Газовая составляющая протопланетного диска относительно быстро рассеивается из-за излучения звезды (а в некоторых случаях и из-за излучения близких звезд). Наблюдения показывают, что диски в среднем живут менее 10 млн лет. Соответственно, для активного роста массы планеты-гиганта есть лишь несколько миллионов лет. Для начала такого роста необходимо достаточно быстро сформировать тяжелое ядро с массой около 20 земных. Это является проблемой для теоретических сценариев, и полной ясности здесь нет.
Также существует проблема объяснения существования планет-гигантов на расстояниях более нескольких астрономических единиц от звезды (например, в известной системе HR8799, где получены прямые изображения четырех гигантских планет). Рассматривается возможность гравитационной неустойчивости в протопланетном диске, в результате которой сразу могут возникать достаточно массивные объекты (в частности, известно, что так могут формироваться маломассивные звезды и бурые карлики). Этот процесс должен доминировать именно на больших расстояниях от звезд в наиболее массивных протопланетных дисках.
Газовый протопланетный диск рассеивается за 10 млн лет.