Американские астрономы из Техасского университета в Остине (University of Texas at Austin), работающие на
|
|
Из двух свежевыявленных планет, вращающихся вокруг HD 155358, одна (ближняя, HD 155358b) обладает орбитальным периодом в 195 дней и массой минимум 0,89 массы Юпитера. (Напомним, что используемый в данном случае метод поиска экзопланет позволяет лишь накладывать некоторые ограничения на массу объектов, а для более точного ответа необходимо знать угол, на который по отношению к земным наблюдателям повернута орбитальная плоскость, поэтому обычно говорят лишь об измерении величины m sin i). HD 155358b обращается в среднем на расстоянии 0,6 а.е. от родительской звезды. Вторая планета (HD 155358c) обращается вокруг HD 155358 за 530 дней, ее минимальная масса соответствует половине массы Юпитера, а расстояние до звезды — 1,2 а.е. (Такие характеристики планет означают, что если у этих газовых гигантов есть спутники, то на них может встречаться вода в жидком виде и, следовательно, не исключено даже появление жизни.)
На суперкомпьютере «Lonestar» вычислительного центра Техасского университета (Texas Advanced Computing Center, TACC) Виттенмайер смоделировал орбиты обеих массивных планет на ближайшие 100 миллионов лет. Дело в том, что эти орбиты заметно отличаются от идеальных окружностей, и временами газовые гиганты проходят очень близко друг от друга и подвергаются гравитационному взаимодействию, меняя характер своего движения.
По словам Эндла, вычисления показывают, что орбиты обеих планет через какое-то время меняются от более эксцентричных (вытянутых) до более круговых и обратно. Когда одна орбита ближе к окружности, то другая более вытянутая, и наоборот — планеты как бы обмениваются эксцентриситетом (см. также Законы Кеплера). В настоящее время эксцентриситеты планет HD 155358b и HD 155358c равны соответственно 0,11 и 0,18. Эта система оказалась динамически вполне устойчивой (по крайней мере, на протяжении 100 миллионов лет изучаемой модели), одно и то же положение раз за разом повторяется спустя каждые 2300-2700 лет (к сожалению, в точности определения орбитальных эксцентриситетов остается довольно большая неуверенность). Впрочем, вполне очевидное условие динамической устойчивости всей этой системы на самом деле уже легло в основу выбора наиболее подходящих периодов обращения планет и отбраковки значений, ведущих к нестабильности.
Сама звезда HD 155358 немного легче Солнца, но при этом чуть горячее. Изучение ее спектра показало, что звезда содержит лишь 21% того количества тяжелых химических элементов (говоря словами астрономов, «металлов», то есть элементов тяжелее водорода и гелия), что присутствует на Солнце (см. также От космических взрывов Землю хранят металлы, «Грани», 20.04.2006). Наряду с еще одной звездой, обозначаемой как HD 47536, HD 155358 может похвастаться уникальной «чистотой» — эти две звезды содержат гораздо меньше металлов, чем любые другие известные нам звезды, обладающие планетами. Возраст HD 155358 оценивается примерно в 10 миллиардов лет (то есть это чрезвычайно древний объект, относящийся к первым поколениям звезд; см. также Обнаружена первая реликтовая звезда — едва ли не ровесница Вселенной, «Грани», 31.10.2002).
Всё это самым непосредственным образом может отразиться на текущих теориях формирования планетных систем. Дело в том, что в настоящее время существуют две весьма популярные и конкурирующие между собой модели формирования планет. Это «аккреция на ядро» (core accretion model) и «модель неустойчивости протопланетного диска» (disk instability model). Обе модели подразумевают, что формирование планет начинается с образования вращающегося общего со звездой облака, в котором звезда находится в самом центре. Так как это облако вращается, то постепенно принимает форму диска. Спустя какое-то время пыль в диске начинает слипаться, образуя зародыши планет — планетезимали. Однако дальнейшие сценарии, даваемые этими двумя моделями, имеют весьма серьезные отличия, в конечном счете отражающиеся на скорости построения планетной системы.
В модели аккреции на ядро газовые гиганты, подобные Юпитеру, формируются в ходе довольно длительного двухступенчатого процесса. Первоначально в этой модели (примерно за миллион лет) под действием гравитации формируется твердое или жидкое протопланетное ядро, которое в несколько раз превосходит по массе нашу Землю. Через какое-то время это ядро дорастает до размеров, позволяющих ему стягивать на себя огромные количества газа. Спустя еще несколько миллионов лет этот зародыш превращается в полноценную гигантскую газовую планету. Эта модель, как нетрудно заметить, нуждается в больших количествах тяжелых элементов для того, чтобы они могли сформировать собственно зародышевое ядро. Разумеется, все эти элементы должны изначально присутствовать в протопланетном диске.
В принципе, большинство известных экзопланет действительно были найдены (методом измерения радиальных скоростей родительских звезд по сдвигу спектральных линий под действием доплеровского эффекта) именно возле звезд, богатых «металлами». И это считается важным доводом в пользу модели аккреции на ядро. Однако в случае системы HD 155358, где изначально присутствовало лишь очень небольшое количество твердого материала и, несмотря на это, смогли сформироваться сразу две гигантские планеты, модель аккреции на ядро, очевидно, выглядит не так убедительно (и работает на пределе своих возможностей). Выручить здесь может конкурирующая модель формирования планетных систем, согласно которой вращающийся газопылевой диск вокруг юной звезды из-за ряда неустойчивостей способен распадаться на гигантские фрагменты, гравитация внутри которых может приводить к дальнейшим коллапсам и формировать гигантские планеты спустя всего лишь считанные сотни (!) лет. Таким образом необходимость в зародышевых твердых ядрах попросту отпадает.
Не исключено, что система HD 155358 образовывалась именно таким путем. В любом случае, при образовании планетной системы у бедных металлами звезд требуется наличие газового диска, существенно превышающего по своей массе массу протопланетного диска, из которого родилась наша Солнечная система.
Способы обнаружения планет у других звезд
Для обнаружения экзопланет используется сразу несколько способов. Первоначально по вариациям в излучении пульсара удалось зафиксировать присутствие планет размером с Землю, затем с помощью доплеровской спектроскопии и наземных телескопов ученые научились измерять небольшие «смещения» в спектре звезды, вызванные воздействием гравитации вращающейся вокруг нее планеты-гиганта. Третий путь открылся вместе с точными астрометрическими наблюдениями: принцип во многом схож с доплеровской спектроскопией, однако ведется уже поиск периодических «колебания» в позиции родительской звезды на небесной сфере. Сравнительно недавно в ход пошел четвертый вариант, набирающий популярность не только среди астрономов-профессионалов, но и среди любителей: фотометрические измерения прохождений искомых планет по диску близкой звезды. А позже наряду с методом гравитационного микролинзирования открылась и еще одна возможность — непосредственным образом улавливать свет (инфракрасное излучение) от инозвездной планеты (можно хотя бы обнаружить специфическую «примесь» в спектре самой звезды); правда, это пока касается поистине гигантских планет, масса которых сближает их с коричневыми карликами, да и в качестве родительских звезд в основном фигурируют экзотические «малыши», в свете которых планеты уже не затеряются.
Транзитные «мини-затмения» позволяют получить записи кривых интенсивности звездного излучения и таким образом восстановить информацию не только о массе, но и о размерах затмевающего тела (и даже о его форме). А зная массу и диаметр планеты, можно оценить ее среднюю плотность и таким образом высказывать обоснованные предположения о ее общем составе. Однако для того, чтобы перевести плотность в конкретный состав, необходимо запастись точными моделями внутрипланетной структуры и ее эволюции. Ситуация осложняется тем, что в настоящее время информации о поведении материи в условиях высокого давления явно недостает (а давление внутри гигантских планет более чем в миллион раз превосходит атмосферное давление на Земле). Из девяти «транзитных» планет, известных до апреля 2006 года (HD 209458, OGLE-TR-56, OGLE-TR-113, OGLE-TR-132, OGLE-TR-111, OGLE-TR-10, TrES-1, HD 149026, HD 189733) только у самой «маломассивной» получалось более или менее удовлетворительно оценить общий состав и строение: внутри нее выделяли массивное ядро из тяжелых элементов (приблизительно в 70 раз превышающее массу Земли) и оболочку из водорода и гелия (40 земных масс). Из оставшихся восьми планет шесть считались состоящими главным образом из водорода и гелия, наподобие Юпитера и Сатурна (с невыявленными параметрами ядра), ну а две крупнейшие вообще не поддавались описанию посредством простых моделей...
