Как построить планеты

Технический перевод статьи журнала ROOM, № 4(6) 2015/16

Керри Хебден (Dr Kerry Hebden), научный писатель и редактор

Экзопланета, о которой идёт речь, – 51 Peg B с размером и массой, соответствующей Юпитеру, с орбитальным периодом 4,2 дня – чьё открытие возвестило о прорыве в астрономических исследованиях. Расположенная на расстоянии примерно в восемь миллионов километров от своей звезды, в нашей Солнечной системе 51 Peg В могла бы находиться внутри орбиты Меркурия. Этот газовый гигант, который, возможно, мигрировал на своё текущее местоположение через орбитальную эволюцию, положил начало новому классу планет – «горячий Юпитер», которые в настоящее время являются одними из доминирующих видов планет, обнаруженных такими спутниками, как Кеплер, из-за своего размера и близости к принимающим их звёздам.

Экзопланета 51 Peg В была обнаружена при наблюдении за небольшими и регулярными изменениями скорости в спектральных линиях звезды, вызванными гравитационными эффектами планеты, когда она двигалась по орбите своей звезды. Этот метод, известный как метод лучевой скорости, является одним из трёх основных «косвенных» методов, используемых для обнаружения планет, другие – это астрометрия и транзитные методы. Метод лучевых скоростей – известный метод, используемый астрономами, чтобы найти экзопланеты, и, несмотря на успешность своего применения, этот метод ограничен в использовании из-за препятствий, с которыми сталкиваются в выявлении таких мелких скалистых миров, как наш собственный.

Астрономы могут с уверенностью обнаружить колебания в звезде, вызванные притяжением планеты, если они приравниваются к 15 метрам в секунду и более. Если ниже, то анализ становится менее определённым. Земля, например, только заставляет Солнце двигаться со скоростью 0,1 метров в секунду, таким образом, могла бы остаться незамеченной, если опираться только на этот метод в её поисках.

Количество обнаруженных планет в настоящее время приближается к тысячам, более сотен из которых ожидают дальнейшего анализа; и эти открытия не ограничиваются только отдельными планетами. Был выявлен также ряд таких многопланетных систем, как, например, 55 Cancri A.

Расположенная на расстоянии 41 светового года звезда 55 Cancri A – жёлтый карлик – чуть менее массивная и, следовательно, более холодная и менее яркая, чем наше Солнце. Известно, что в эту систему входит пять планет, самая внутренняя из которых – 55 Cancri E – планета типа супер-Земля, которая, как представляется, проявляет крайние колебания радиояркостной температуры, приписываемые к некоторым характерным признакам вулканической активности. 55 Cancri A отличается от нашей собственной Солнечной системы тем, что главная звезда имеет красный карлик в качестве спутника, а поскольку наши измерения становятся чувствительными к снижению массы, это только вопрос времени, прежде чем астрономы найдут много больше систем с разнообразным расположением планет (и звёзд) и, возможно, даже тех, которые могли быть копией нашей Солнечной системы.

Но каким образом формируются планетные системы, и существуют ли какие-либо различия в том, как зарождающийся протопланетный диск производит системы с одним или двумя одинокими объектами, по сравнению с очень «густонаселённой» Солнечной системой, состоящей из десятка контрастных планет?

В самом начале

Истоки протопланетного диска берут своё начало в относительно мелкой фракции газа, который существует в плотных молекулярных облаках. Эти облака обычно прослеживаются по типам, таким как СО, ¹³СО и NH₃, а наблюдения за этими молекулами могут предоставить информацию о кинематических свойствах облака: от присутствия вращения до оседаний и оттока. Малый масштаб, плотные «ядра» внутри облака могут создать условия, подходящие для эволюции протозвезды, где окружающий материал, который не сросся в развивающуюся звезду, в конечном итоге оседает, чтобы произвести сигнальный сплющенный диск.

Исследования показали, что наблюдаемые свойства облачных ядер с впластованной протозвездой согласуются с процессами образования дисков, которые могут соперничать по размерам с Солнечной системой и более, если предположить, что такие диски изначально довольно массивные. Тем не менее диски с такой большой массой могут создавать определённые проблемы для стабильности системы. «Нестабильность связана с собственной гравитацией диска. Диск имеет собственную массу, и, следовательно, она имеет свою собственную гравитационную силу, а его собственная динамика управляется его собственной массой, – объясняет Антонио Хейлз (астроном на телескопе ALMA в Чили, который специализируется на процессах формирования протопланетных дисков). – Если диск не очень массивный, то это не имеет значения, а физика диска будет зависеть от центрального объекта, то есть звезды».

Тем не менее в протопланетных дисках много что заложено, чтобы приложить достаточно усилий для производства планет. Это не только время или масса диска, которые дают свои шансы на выживание; его соседи или их отсутствие также имеет значение. Тесные двойные звёзды (с разделением между 5 – 10 а.е.) не способствуют стабильности диска, каждая звезда хочет получить долю газа и пыли, чтобы стимулировать свои собственные процессы обрастания. Соответственно это ограничивает количество материала для строительства планет. Одиночные звёзды или двойные звёзды, чьи спутники находятся гораздо дальше (> 100 а.е.), таким образом, имеют более крупную фракцию дисков, окружающих их. Звёзды с высокой массой, как правило, также склонны иметь диски, которые быстрее рассеиваются. Такое возможно из-за комбинации высоких темпов обрастания и / или большого ионизирующего потока, исходящего от центральной звезды, доказывая, в свою очередь, что размер имеет значение.

Анализируя диски

Основная часть массы протопланетного диска состоит в основном из газа: молекулярный водород с пылью, которая составляет всего около одного процента от общей массы. Однако наблюдать пыль намного легче, а с помощью анализа континуума выброса пыли можно много узнать о дисковых структурах. Как правило, во внутренних радиусах диска (~ 1 а.е.), диск оптически толстый и характеризуется ближней областью спектра инфракрасного излучения и средней областью спектра инфракрасного излучения (NIR и MIR соответственно). И наоборот, на холодном внешнем диске обычно наблюдается длинноволновое излучение.

Отклонения ожидаемого избытка NIR могут указать на очевидные пробелы в диске. Если во внутреннем диске присутствует отверстие, – зафиксирован сниженный уровень избытка NIR. Аналогичным образом, если отверстие полностью лишено материала, – не будет зафиксировано заметное превышение выше фотосферы звезды. Снижение или отсутствие излучения как для избытка NIR, так и для избытка MIR может быть признаком общей разнородности.

Наблюдения с космического телескопа Spitzer дисков, не имеющих этих двух крайностей, показывают, что «птенец» протозвезды на своём пути, чтобы стать предварительно главной звездой последовательности, – соответственно обрастание заканчивается, и внутренние диски рассеиваются. Предполагается, что в течение 10⁵ лет весь диск может полностью рассеяться. Причиной такого быстрого распыления, как полагают, заложены в фотоиспаряющем ветре, который генерирует центральная звезда. Ветер открывает брешь, отрезает внутренний диск от снабжения газом из внешних резервуаров при больших радиусах. Без снабжения материалом внутренний диск стекает к звезде, оставляя оставшейся газ в зависимости от прямого УФ-излучения звезды. Это излучение затем прожигает внешний диск, удалив весь оставшийся газ, создавая ограничение на время, достаточное для формирования некоторых типов планет.

Исключением являются переходные диски, наблюдаемые с уже чистыми внутренними отверстиями, и объекты, которые описываются как физически очень плоские или оптически тонкие в инфракрасном (ИК). Принимая во внимание, что около 20 процентов популяции дисков составляют переходные диски, они, кажется, представляют возрастную функцию; такие объекты часто встречаются в основном в древних областях звездообразования и кластерах. Тем не менее у переходных дисков был выявлен широкий диапазон спектральных распределений энергии (SED-накопителей) и структур, таких как спиральные рукава и огромные асимметрии в их внешних дисках. Эти асимметрии были интерпретированы как крупномасштабные пылеуловители (или вихри), которые могли бы играть важную роль в формировании планетезималей и планет с большими радиусами.

Строительные планеты

Строительные блоки для формирования планеты начинаются с крошечных пылинок, которые включают такие компоненты, как графит, полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), обогащённый магний (Mg), обеднённые железом (Fe) кристаллические силикаты, в частности форстерит и энстатит. Из-за того, что обилие этих видов, по сравнению с аморфными силикатами намного выше ожидаемого значения для этих пылинок в межзвёздной среде, подразумевается, что существенная переработка пыли произошла когда-то в начале эпохи формирования диска, либо во время распада ядра молекулярного облака, или во время обрастания диска, окружающего молодую звезду.

Выживание зёрен зависит от их расположения в звезде, где самая горячая температура внутренних областей диска может достигать 1000 К до 2000 К, – достаточно, чтобы расплавить даже огнеупорный материал. Когда зерно разрушено, будет присутствовать «дыра» или полость из-за уменьшенной непрозрачности оставшегося материала, хотя не все отверстия образуются в этой манере. Полости в протопланетном диске часто замечали в качестве дразнящих мест для формирования планет, но постепенный рост частиц от миллиметровых размеров зёрен до метровых объектов является чрезвычайно сложным процессом.

Исследования, проведённые как в процессе моделирования, так и в лаборатории выявили два основных препятствия на пути формирования планетезималей в дисках: радиальный дрейф и неэффективность роста зёрен через столкновения. «Крошечные зёрна тесно связаны с газом, они крепко приклеены к нему, но сила сопротивления между газом и пылью на пылевых зёрнах промежуточных размеров заставляет их быстро мигрировать из диска, и, следовательно, они теряются в системе. Не только этот фактор, но и, если относительная скорость сталкивающихся зёрен слишком большая, зёрна просто разбиваются и не слипаются», – объясняет Жан Франсуа Гонсалес, научный сотрудник, изучающий рост зёрен в протопланетных дисках в Центре по исследованиям астрофизики (де Лион, Франция).

За время последних наблюдений протопланетного диска HL Tau с использованием Большого атакамского миллиметрового/субмиллиметрового комплекса (ALMA) изображения выявили ряд ярких концентрических, осесимметричных пробелов вокруг зарождающейся центральной звезды. Можно было предположить, что эти полости были вырезаны массивными протопланетными телами, захваченными во время формирования планет. В ответ на эти выводы Гонсалес и его коллеги-исследователи запустили гидродинамические 3D симуляторы для того, чтобы понять эволюцию газа и пыли в кольцах, аналогичных тем, что видели в HL Tau, и выяснить, все ли пробелы, которые они видели в протопланетных дисках, создаются формирующимися планетами.

«Наши модели показывают, что зёрна до нескольких сантиметров в размере могут расти достаточно быстро, чтобы преодолеть быстро мигрирующий режим. Это первый раз, когда мы видим такое расцепление зёрен от газа, когда учитывалась фрагментация. В этом методе зёрна становятся нечувствительными к сопротивлению газа, которое влияет на пылевые зёрна промежуточного размера, и, следовательно, они потеряны для диска из-за быстрого перехода, – объясняет Гонсалес. – Соответственно давний временной конфликт обрастания ядра будет преодолён в этих моделях».

Следствием работы Гонсалеса и его команды стал факт, что создаётся вторая полость, когда планета формируется во внутреннем кольце протопланетного диска. «Второе отверстие образуется в результате самопроизвольного накапливания пыли, где сложное взаимодействие между ростом и миграцией приводит к самонакоплению выли. В принципе, вместо газа, перетягивающего пыль с собой, пыль становится очень плотной, – и происходит обратный процесс: пыль тащит за собой газ», – говорит он.

«Это обратное взаимодействие газа и пыли является ключевым моментом в создании заметного пробела, который может быть ошибочно принят за планету, выделившуюся из диска. Найти кольца недостаточно, – предупреждает Гонсалес. – Это захватывающая перспектива, когда кольца являются результатом формирования планеты, но наши расчёты показывают, что это не всегда так».

Хотя когда-то считалось, что обрастание ядра является единственным механизмом, ответственным за строительство планет, стало ясно, что потребовались и другие методы, чтобы преодолеть радиальный дрейф и неэффективную проблему роста зерна. Соответственно, некоторые исследователи в настоящее время предположили, что нестабильность диска может быть жизнеспособным механизмом для формирования планет. «Если диск становится достаточно массивным и создаёт нестабильность, образуются сгустки, которые могут привести к образованию планет. Один недостаток в том, что нам нужно ещё понаблюдать за таким ​​массивным диском. Мы надеялись, что наблюдения за HL Tau покажут некоторые из этих гравитационных неустойчивостей: спиральные ветви, массивные глыбы, но удивительно, что мы не заметили ни одного из этих признаков. Мы видели чёткий, почти симметричный диск, изготовленный из концентрических колец», – говорит Хейлз.

Если нестабильность диска не является причиной образования полостей в HL Tau, то, возможно, зазоры являются результатом самопроизвольного накапливания пыли? Хейлз, однако, по-прежнему настроен скептически. «Газ порождает такие признаки, как накапливание пыли и пылеуловители [на диске], но нам нужно иметь значительные объёмы газа, где это произошло, а это то, что мы не видим на HL Tau, там нет столько газа. Вы не можете вызвать пылеуловитель, созданный вихрями в газе, если там не так много газа», – поясняет он.

Путь вперёд

В последние два десятилетия было осуществлено множество новых наблюдений, таких как на HL Tau, намекающих на присутствие протопланетных тел на ранних стадиях формирования планеты, но ясно, что по-прежнему остаётся ряд вопросов, которые требуют ответа. «Одна из вещей, которые мы пытаемся осуществить при помощи ALMA, это провести статистику дисков на различных эволюционных стадиях, чтобы понять среди прочего, что же происходит с диском, когда он рассеивается: переходит на стадию планеты или звезды?» – задаётся вопросом Хейлз. – Нам удалось выяснить, что, как и у людей, есть некоторые статистические правила, которые применяются, но все индивиды, оказывается, разные. Похоже, что все звёзды и все диски тоже разные», – констатирует он. Поиск ответа на вопрос, что исходные условия на диске фактически являются той силой, что управляет эволюцией системы, обеспечит исследователям достаточно работы на ближайшие годы.

Технический перевод статьи журнала ROOM

Оригинал статьи можно прочитать по этой ссылке
How to Build Planets
 журнал ROOM № 4(6) 2015/16