Ещё около 30 лет назад никто не мог бы с уверенностью сказать, имеются ли у других звёзд планеты. В настоящее время количество известных экзопланет превышает 5000, а с учётом планет-кандидатов, которых в 2021 насчитывалось 7913, общее количество таких внесолнечных миров приближается к 15000.
Наиболее достоверный способ обнаружения экзопланет в настоящее время – это транзитный метод (здесь приведен обзор этого и других методов поиска, применяемых в планетологии). Планета обнаруживается в период прохода по диску звезды, в это время звезда измеримо затмевается. В таком случае удаётся оценить расстояние от планеты до звезды, размер планеты, наличие атмосферы у этой планеты, а также её массу и орбитальный период (сколько времени там длится год).
Соответственно, данные об экзопланетах отчасти неполные, а отчасти косвенные, поэтому классификация экзопланет затруднена. Тем не менее, уже открытые экзопланеты гораздо разнообразнее, чем миры, имеющиеся в нашей Солнечной системе. По некоторым источникам, самый распространённый класс планет – это «суперземли». Примерно из 4000 экзопланет, достоверно известных к концу 2021 года, к числу суперземель относится примерно 1500. Возможно, это крупные скалистые планеты с атмосферой и гидросферой, превышающие по размеру Землю в 3-10 раз. Но почему, в таком случае, подобной планеты нет в нашей системе, ведь это противоречит принципу заурядности? Ниже мы обсудим, что нам сейчас известно о суперземлях и других экзотических классах планет, как образуются суперземли, и существуют ли они вообще.
Итак, суперземли образуют наиболее обширный класс внесолнечных планет, известных в настоящее время. Суперземля в несколько раз крупнее Земли, но кратно меньше Нептуна. Она обладает обширной и плотной атмосферой, которая, вероятно, существенно увеличивает её радиус. Суперземли часто встречаются в густо заполненных многопланетных системах красных карликов (звёзд класса M), они располагаются близко от родительской звезды, именно поэтому период их обращения невелик — около 100 дней. Разница между землями и нептунами заключается, прежде всего, в массе и объёме атмосферы, но и те, и другие обладают крупным скалистым ядром. Суперземля меньше нептуна именно из-за того, что в процессе эволюции активно теряет атмосферу и уменьшается в диаметре. Основные причины такого уменьшения – рассеивание, испарение под действием света, охлаждение ядра и столкновения или близкие контакты с мелкими каменистыми телами, например, астероидами.
Именно при помощи транзитного метода открыто большинство суперземель, известных сегодня. Транзитный метод очень точен, при определении радиуса планеты таким методом погрешность составляет не более 10%. Однако массу суперземли обычно гораздо сложнее определить, чем радиус; масса относительно достоверно высчитана примерно для 100 таких планет. Массу суперземли чаще всего находят методом вариаций моментов прохождений (TTV) и измеряя лучевую скорость. Поскольку в основе метода TTV лежит учёт видимых орбитальных гравитационных возмущений, с его помощью измерена масса суперземель именно из многопланетных систем. Повышенное внимание к многопланетным системам также объясняется самой их кучностью: планеты разные, и в одной системе легче вывести закономерности их формирования. Также интереснее и информативнее пронаблюдать несколько планет, а не одну. По массе и объёму суперземель также можно вывести их плотность и предположить, каков их примерный геологический состав. Совокупный анализ всех этих показателей позволяет заключить, что принадлежность планет к «суперземлям» во многом условна, так как эти планеты сильно отличаются по массе при относительно близком размере. В Солнечной системе такой разбежки не наблюдается ни между Землей и Венерой (скалистыми планетами), ни между Ураном и Нептуном (ледяными нептунами). Вероятно, это означает, что соотношение атмосфера-литосфера-(потенциально) гидросфера на суперземлях сильно отличается, и очень многие из них ближе по составу именно к Нептуну, чем к Земле. Кроме того, на суперземлях с плотной атмосферой граница между газообразными и жидкими слоями этой «атмогидросферы» может быть условной или колеблющейся. Именно эта неопределённость позволила в 2012 году всерьёз усомниться в общепринятой планетезимальной концепции образования планет и сформулировать теорию галечной аккреции.
Галечная аккреция
По-видимому, суперземля формируется иначе, нежели скалистые планеты нашей системы. Образование планет земной группы описывает теория планетезималей: в протопланетном диске в результате постоянных соударений формируются всё более массивные зародыши планет, в которых постепенно начинается геологическая стратификация, а затем образуется атмосфера. Возможно, протопланетные диски, из которых образуются суперземли, обладают гораздо большей вязкостью, чем околосолнечный, и образование планет в такой системе идёт по принципу галечной аккреции. Мелкие каменные частицы вместе с газом и пылью могут слипаться, как снежный ком, и удерживаться вместе сначала под действием статического электричества, а затем под действием гравитации. Таким образом, сначала формируется скалистое ядро, а затем оно может обрастать газовой оболочкой. При этом важно, в какой именно части протопланетного диска формируется ядро: какова плотность гальки и газа в этой области, каковы предпосылки для дальнейшего термического развития. Судя по имеющимся данным, такое тело может превратиться в нептуноподобную планету либо в суперземлю.
Нельзя сказать, что гипотеза галечной аккреции сейчас способна заменить или потеснить гипотезу планетезималей. Некоторые аспекты геологического состава Земли (стратификация пород), а также состав пояса астероидов не позволяют исключить сценарий с планетезималями. Тем не менее, темпы образования планет при концентрации планетезималей не позволяют достоверно сформулировать, как за имеющееся время может быть пройден путь от пылинки до ядра такой планеты как Нептун. Даже если такой путь будет пройден, к моменту формирования этих ядер рассеются водород и другие газы, которые могли бы сформировать нептунианскую атмосферу. Таким образом, примирить гипотезу планетезималей и гипотезу галечной аккреции помогло бы понимание следующих факторов:
Как набор планет в конкретной системе зависит от состава и вязкости протопланетного диска;
Есть ли взаимосвязь в том, что в системах с несколькими суперземлями нет юпитероподобной планеты – ни горячей, ни холодной;
Как связаны масса звезды и характеристики планет в её системе.
В прошлом году в журнале The Astrophysical Journal Letters вышла статья голландского планетолога Гейса Мульдерса, работающего в Чили. Мульдерс сформулировал новую гипотезу формирования суперземель, позволяющую объяснить, почему в нашей системе ни одной суперземли нет.
Он предположил, что именно газовый гигант, подобный Юпитеру, не даёт образоваться суперземлям. В своих построениях учёный отталкивался от гипотезы галечной аккреции.
Он считает, что исходно распределение газа и пыли в протопланетном облаке относительно равномерное, и мелкие камешки свободно стягиваются во внутренние области этого диска, поближе к звезде. При этом они проходят и ту зону, в которой могут сформироваться планеты-гиганты.
Но при определённой высокой вязкости протопланетного диска в его средней части возникает планета такого размера, как Юпитер, которая может достичь некоторой предельной «изолирующей» массы и практически перекрыть доступ камням, гальке и кометам во внутреннюю часть системы. Более того, такая планета собирает вокруг себя многочисленные спутники или кольца, выгребая последний твёрдый материал, и скалистые планеты во внутренней части системы оказываются мелкими, состоящими из материала, который не успели собрать один-два гиганта.
Существует альтернативная, более экзотическая гипотеза, объясняющая отсутствие суперземель в нашей системе. Она предполагает, что барьерами для формирования таких суперземель могли бы быть кольца молодого Солнца.
Эта картинка – результат симуляционной модели, разработанной в 2022 году Андре Изидоро из университета Райса, штат Техас. Он попробовал создать такую модель, обратив внимание на то, что практически идеальные круговые орбиты Меркурия, Земли и Марса соответствуют трём линиям: 1) линия сублимации силикатов, 2) снеговая линия воды и 3) снеговая линия углекислого газа.
Согласно описываемой модели, на раннем этапе существования Солнечной системы в газопылевом диске сформировалось несколько областей повышенного давления. Вероятно, давление могло возрастать на тех рубежах, где движущиеся к Солнцу частицы начинали испаряться и обволакиваться газом. В таком случае наиболее удалённым из таких колец мог оказаться пояс астероидов. На орбитах Меркурия, Венеры-Земли и Марса силикаты, лёд и сухой лёд соответственно могли бы сыграть склеивающую роль на промежуточном этапе, при переходе от галечной к планетезимальной аккреции. Стратификация горных пород с образованием мантий и ядер должна была происходить уже позднее. Именно такое чёткое зонирование протопланетного диска могло помешать возникновению суперземель.
Аналогичная работа, выполненная в 2021 году сотрудниками Пенсильванского университета и университета Айовы, также позволяет обосновать феномен TRAPPIST-1, то есть наличия плотной компактной планетной системы у красного карлика (звезды спектрального класса M). Поскольку такая звезда сравнительно маленькая и холодная, протопланетный диск вокруг неё узкий, и вещество в нём распределено сравнительно густо, а также прогрето слабо и равномерно. «Колец» из протопланетного материала не образуется, так как нет явного температурного градиента, а сам протопланетный диск не так велик, чтобы в нём образовалась планета-гигант. Вероятно, в таком облаке зародыши землеподобных планет и суперземель соседствуют друг с другом, определяющую роль в формировании планет и орбит играет орбитальный резонанс, а у планет могут быть крупные спутники, даже обладающие атмосферой.
Тем не менее, современная классификация экзопланет пока остаётся ориентировочной, интуитивной и неполной. При помощи одних только телескопов и транзитного метода сложно определить, какие планеты являются суперземлями, а какие – нет.
Тонкая грань между Землёй и Нептуном
Итак, среди 5000+ экзопланет, более половины из которых открыл «Кеплер», не найдено ни одного экзомеркурия или экзоплутона. Вероятно, не потому, что их нет, а потому, что современные технологии поиска планет не позволяют их обнаружить, в особенности — транзитным методом. Если бы мы отыскивали экзопланету у такого жёлтого карлика как Солнце, то «экзомеркурий» закрывал бы примерно 1/285 звёздного диска, а «экзоземля» — 1/194 этого диска, если наблюдать с Земли. Напротив, нептуноподобная планета обнаруживается транзитным методом гораздо легче, будучи в четыре раза больше Земли.
Разумеется, такой класс планет существует, но классификация «по массе» или «по радиусу» явно представляется натянутой, так как большинство экзопланет укладывается именно в «диапазон» между Землей и Нептуном. Поскольку подобного объекта в нашей системе нет, а также по причине подразумеваемой суперобитаемости суперземель мы, естественно, склонны считать такую планету «большой Землей», а не «голым ядром Нептуна». То есть, выдавать желаемое за действительное.
Попытки объективной классификации
К 2016 году уже были измерены массы и радиусы самых разных экзопланет, эти показатели отличались на порядки. Когда же был построен график, позволяющий соотнести эти массы и радиусы, оказалось, что в природе встречаются либо «земли» (скалистые планеты со сравнительно тонкой атмосферой), либо «нептуны» (скалистые ядра, окутанные глубокой водородно-гелиевой атмосферой). При этом «нептуны» бывают горячими, и таких планет очень много, либо ледяными – какими являются наши Уран и Нептун.
Если масса экзопланеты не более чем вдвое превышает земную, то эта планета почти наверняка скалистая. Если масса экзопланеты превышает 15 земных, то это практически определённо нептун. Планет, попадающих «в середину» этого отрезка совсем мало, и в основном эти планеты скалистые. Но они расположены очень близко к своим родительским звёздам и представляют собой не «суперземлю» и даже не «супервенеру», а всего лишь ядро нептуна, теряющее остатки атмосферы; и это ядро как раз оказывается в несколько раз крупнее Земли.
Более точные данные, также учитывающие плотность протопланетного диска, даже позволяют предположить, что для превращения в нептун скалистая планета должна достичь не 2, а всего лишь 1,2-1,3 земного радиуса и 1,5-1,6 земной массы, чтобы начать активно собирать газовую оболочку. Если бы планета вдвое массивнее Земли была в Солнечной системе, мы бы явно не сочли её землеподобной, а сочли бы, что она похожа на измельчавший газовый гигант. Промежуток между 1,6 и 1,75 массами Земли, с большой вероятностью являющийся водоразделом между землями и нептунами, иногда именуется «разрыв Фултона».
Таким образом, Земля, будучи крупнейшей скалистой планетой в нашей системе, в самом деле лишь немного не дотянула до размеров, при которых на самых ранних этапах эволюции оказалась бы окутана метаном, аммиаком, гелием и водородом и из-за этого, скорее всего, осталась бы безжизненной.
Скорее всего, наиболее распространены планеты всего трёх типов (и все миры, не относящиеся к этим типам, находятся на некоторых промежуточных или заключительных стадиях эволюции):
Землеподобные планеты — подобны скалистым планетам Солнечной системы. На них могут быть океаны, ледники и атмосферы из кислорода, азота и их соединений, но не из водорода и гелия
Нептуны — газовые гиганты, напоминающие Уран, Нептун, а также горячие нептуны и даже отчасти Сатурн (то есть, часть их материала может быть вынесена в кольца, как у Сатурна и Урана). Их атмосфера, состоящая преимущественно из водорода и гелия, а также из примесей аммиака и метана, окутывает скалистое ядро, но отношение массы и радиуса у таких планет совсем иное, нежели у землеподобных планет
Юпитеры — это наиболее массивные газовые гиганты, которые начинают уплотняться под собственным весом, и из-за этого их радиус со временем немного уменьшается. Так, Юпитер похож на Сатурн внешне, но при этом он втрое массивнее Сатурна, хотя и всего на 20% его крупнее.
Не менее интересно и продолжение этого континуума, представление о котором даёт такая картинка. Большая планета превращается в маленькую звезду, когда её массы хватает для запуска термоядерных реакций в недрах. Тем не менее, это уже другая история.
Заключение
В начале 2022 года Майкл Чжан из Калифорнийского технологического института и его коллеги, наконец, обнаружили две планеты, которые должны находиться прямо в разрыве Фултона. Одна из них получила название TOI 560.01 (находится в 103 световых годах от Земли), а другая – HD 63443c (до неё 73 световых года от Земли). Анализ в рентгеновском спектре показывает, что обе эти планеты скатываются к собственным звёздам и стремительно теряют остатки атмосфер; гелий улетучивается с TOI 560.01 со скоростью 20 км/c, а водород с HD 63443c — со скоростью 50 км/c. Вот как примерно это выглядит:
Таким образом, классификация экзопланет только начинает уточняться, и их кажущееся разнообразие может быть во многом преувеличенным. Можно предположить, что зона обитаемости жёлтых и жёлто-белых звезд уже, чем кажется, так как кроме инсоляции очень важна эволюция протопланетного диска, наличие в нём нептунов и гигантов, а также состав атмосфер у скалистых планет. Вполне возможно, что, несмотря на фактор приливного захвата, именно у оранжевых и красных карликов складываются наиболее благоприятные условия для возникновения и долговременного существования внеземной жизни.
