Текст книги "Фабрика планет. Экзопланеты и поиски второй Земли"

Планета с плотностью полистирола

Миграция является теми рельсами, по которым планеты размером с Юпитер быстро и легко скатываются к своим звездам. Казалось бы, с включением миграции в модель формирования Солнечной системы проблему происхождения этого необычного класса планет можно было считать решенной. Однако с открытием новых планет была выделена популяция горячих юпитеров, которая не совсем укладывалась в картину миграции с участием газа.

На первый взгляд, планета WASP-17 b казалась типичным горячим юпитером. Названа она так была потому, что стала 17-й планетой, открытой методом транзитов при наблюдении с поверхности Земли[7]7
  То есть с помощью телескопов на Земле, а не из космоса.


[Закрыть] в рамках проекта «Широкоугольный поиск планет» (Wide Angle Search for Planets, WASP).

Планета была обнаружена на орбите вокруг звезды в созвездии Скорпион на расстоянии 1300 световых лет от Земли. Короткий период обращения, составляющий всего лишь 3,7 дня, и радиус, равный 1,5–2 радиусам Юпитера, четко указывали на то, что это был еще один горячий газовый мир. Но при более тщательном изучении у WASP-17 b обнаружились две удивительные особенности: во-первых, планета оказалась ужасно раздутой. Хотя по размеру она относится к классу супер-юпитеров, ее масса составляет лишь 1,6 массы Сатурна. При маленькой массе и огромном размере средняя плотность планеты составляет 6 % – 14 % плотности Юпитера и всего несколько процентов плотности Земли. Значение было настолько низким, что британский астрофизик Коэл Хеллиер назвал WASP-17 b «имеющей плотность пенополистирола».

Вторым неожиданным открытием стало то, что WASP-17 b движется в обратном направлении. Планеты Солнечной системы обращаются по орбитам вокруг светила в том же направлении, в каком вращается наша звезда. Такие орбиты называют прямыми. Это не удивительно, поскольку Солнце, протопланетный диск и планеты формировались из одного ядра, состоящего из вращающегося газа.

Когда все вращается в одном направлении, орбита планеты при миграции не должна меняться на обратную. Как щепки, попавшие в водоворот, горячий юпитер, втянутый во внутреннюю часть планетной системы, должен обращаться по орбите в том же направлении, но намного ближе к звезде. Обращение WASP-17 b в противоположном направлении противоречило идее миграции с участием газа. Движение WASP-17 b называют обратным, или ретроградным. Для планет Солнечной системы такое своеволие нехарактерно, а вот кометы ведут себя несколько иначе. Например, комета Галлея, орбита которой была повернута в обратную сторону в результате мощного толчка со стороны планеты, движется вокруг Солнца в противоположном направлении. Возможно, обратное движение WASP-17 b также объясняется толчком. Поиски других планет, которые бы обращались вокруг той же звезды, пока не увенчались успехом, однако не исключено, что у нее есть невидимый дальний собрат. Согласно еще одной гипотезе, этим собратом может быть звезда.

Приблизительно 30 % – 50 % звезд в нашей Галактике – двойные, то есть представляют собой две (а в некоторых случаях и более двух) звезды, обращающиеся одна вокруг другой. Степень влияния гравитационного притяжения звездного собрата на формирование планет в значительной мере зависит от расстояния. У WASP-17 нет очевидного звездного компаньона, но не исключено, что в какой-то момент близлежащая к ней звезда могла вмешаться в жизнь планеты.

Механизм вмешательства звезд в жизнь планетных систем других звезд независимо друг от друга описали советский ученый Михаил Лидов в 1961 г. и японский астроном Ёсихидэ Козаи в 1962 г. В то время о странных особенностях орбит экзопланет еще не было известно – Лидов занимался изучением орбит естественных и искусственных спутников, а Козаи интересовали астероиды.

Оба ученых занимались изучением систем с двумя движущимися по орбитам крупными небесными телами, вокруг одного из которых вращается спутник значительно меньшего размера. В исследовании Лидова это были Земля, Луна и космический зонд на орбите Земли. В работе Козаи крупными телами были Юпитер и Солнце, меньшим – астероид. Астрономы обнаружили, что орбита спутника (космического зонда или астероида) может быть возмущена вторым крупным телом (Луной или Юпитером). Точнее говоря, маленький спутник может уменьшить наклонение (высоту) над орбитой двух крупных тел в обмен на увеличение эксцентриситета своей орбиты. Это приводит к поочередной смене значений высоты и эксцентриситета орбиты спутника, при которой он переходит с орбиты с большим углом наклонения на сильно вытянутую эллиптическую орбиту и обратно (механизм Козаи – Лидова).

В случае WASP-17 b в роли двух крупных тел механизма Козаи – Лидова выступают звезда, вокруг которой обращается планета, и вторая звезда или даже более массивная планета. Являясь самым маленьким объектом системы, такой компаньон мог влиять на орбиту WASP-17 b.

Подобный сценарий допускает, что WASP-17 b сформировалась на аккуратной, почти круговой орбите за снеговой линией. Постепенно под воздействием гравитации второй звезды высота и эксцентриситет орбиты планеты начали меняться. В определенный момент высота достигла крайнего значения, в котором планета «опрокинулась», начав обращаться в обратную сторону – по ретроградной орбите.

С увеличением эллиптичности орбиты планета движется по новой изогнутой траектории, которая приводит ее ближе к звезде. Гравитационное притяжение звезды увеличивается на отрезке орбиты, когда планета находится вблизи звезды, и уменьшается по мере ее удаления. Периодические изменения воздействия гравитации звезды заставляют планету деформироваться подобно резиновому мячику. Возникает эффект приливного разогрева: вследствие перехода энергии деформации в тепло атмосфера WASP-17 b раздувается настолько, что становится больше атмосферы Юпитера. С переходом энергии орбитального движения планеты в тепло она начинает снижаться по спирали к звезде[8]8
  Это можно сравнить с бегом по краям впадины – чтобы обежать ее по нижнему краю, нужно намного меньше энергии, чем для подъема наверх круга по верхней кромке. Точно так же для движения по широким орбитам требуется больше энергии, чем для движения по коротким.


[Закрыть]. Это компенсирует действие механизма Козаи – Лидова, и в конечном итоге планета занимает близкую к звезде круговую орбиту, становясь горячим юпитером.

Механизм Козаи – Лидова дает нам второе объяснение процесса формирования горячего юпитера. Но что обычно вызывает миграцию планеты-гиганта – сопротивление газа, притяжение дальней звезды (или более крупной планеты) или планет-планетное рассеяние?

На самом деле все эти факторы могут иметь место. В случае с горячими юпитерами, движущимися по прямым орбитам, в отсутствие очевидного компаньона в виде звезды или массивной планеты вероятен сценарий миграции к центру в результате взаимодействия с газом. В отношении ретроградных планет и планет, обращающихся вокруг двойных звезд, может сработать механизма Козаи – Лидова. Остальные горячие юпитеры выталкиваются к центру в результате взаимодействия с другой планетой, которая либо притаилась где-то далеко, либо, выталкивая соседку к звезде, сама была выброшена за пределы планетной системы.

Эти три возможных сценария указывают на то, что, несмотря на необычность горячих юпитеров, существует несколько вариантов объяснения процесса их формирования.

Продолжающиеся поиски новых планет вокруг звезд за пределами Солнечной системы привели к обнаружению еще одного класса объектов, находящихся в непосредственной близи от своих звезд. Эти новые миры были меньше горячих юпитеров и не походили ни на одну из виденных нами ранее планет.

Глава 6
Мы – отклонение от нормы

Когда двадцать лет назад позиции теорий образования планет пошатнулись в результате открытия 51 Пегаса b, астрономы пришли к одному важному выводу: мы представляем собой отклонение от нормы.

К настоящему моменту вокруг звезд за пределами Солнечной системы обнаружено более 2000 планет. Наблюдения показали, что приблизительно 1 % звезд соседствуют с горячим юпитером. Таким образом, несмотря на относительную многочисленность, эти необычно расположенные газовые гиганты все-таки достаточно редки. При этом, если взять обычные звезды, похожие на наше Солнце, окажется, что примерно вокруг половины из них обращаются планеты, аналогов которым в Солнечной системе просто нет.

Их назвали суперземлями. Они больше Земли, но меньше Нептуна – размер варьируется в диапазоне от 1,25 до 4 радиусов Земли. Большинство обнаруженных суперземель совершали полный оборот вокруг своей звезды менее чем за 100 дней. При этом многие из них двигались по орбитам, которые были ближе к звезде, чем даже орбиты горячих юпитеров. Чаще всего орбита горячей суперземли находилась на расстоянии 0,05 а.е., то есть составляла всего лишь 5 % от расстояния между Солнцем и Землей и 13 % от расстояния от Солнца до Меркурия.

Что же это за миры, которые больше нашей самой крупной твердотельной планеты и меньше наименее массивной газовой? Что именно мы открыли – мегаземли с твердой поверхностью и тонкой атмосферой или мининептуны с маленьким твердым ядром, заключенным в гигантскую газовую оболочку? Как они оказались так близко к своей звезде и почему в Солнечной системе нет планеты такого размера? Есть ли какая-нибудь связь между ответами на эти вопросы и ответом на вопрос об условиях возникновения жизни во Вселенной?

Поскольку аналоги суперземли в Солнечной системе отсутствуют, астрономам пришлось объяснять происхождение самого массового, согласно накопленных данным, класса планет, не имея возможности сравнить его с чем-то, что было им уже знакомо.

В конце 2011 г. специалисты агентства NASA определили, что, проведя 34 года в странствиях по космосу, зонд «Вояджер-1» наконец достиг границы Солнечной системы. В течение следующих нескольких лет, вызывая все большее удивление у широкой публики, агентство несколько раз объявляло о точной дате выхода зонда за пределы Солнечной системы, давая повод для громких заголовков, например таких: «Человечество выходит за пределы Солнечной системы – но это не точно» – в журнале TIME – и «“Вояджер” покинул Солнечную систему (на этот раз по-настоящему!)» – в новостях американского радио NPR. Проблема заключалась в том, что установить, где именно проходит граница Солнечной системы, практически невозможно, ведь единственным источником наших знаний в этой области являются теоретические модели.

Несмотря на эти трудности, благодаря путешествию «Вояджера-1» один факт удалось установить совершенно точно: если с момента запуска в 1977 г. зонду потребовалось столько времени, чтобы добраться до границы нашей планетной системы, вряд ли в обозримом будущем мы сможем посетить какую-либо экзопланету.

Ближайшая к нам звезда (помимо Солнца) – Проксима в созвездии Центавр. Это тусклая звезда, которая находится на расстоянии 4,24 светового года от Земли. Полагают, что рядом с ней есть планета с массой, как минимум на 30 % превышающей массу Земли. Таким образом, эта планета является ближайшим к нам кандидатом в экзопланеты. Но в любом случае расстояние до Проксимы Центавра почти в 2000 больше того, которое «Вояджер-1» уже преодолел к настоящему времени. При текущей скорости космического зонда, составляющей 60 000 км/ч, ему понадобится более 75 000 лет, чтобы достичь ближайшей к нам возможной планетной системы. С учетом огромных расстояний отправка зонда для изучения загадочных свойств суперземель – предприятие, заранее обреченное на провал. Будь у нас возможность измерить хотя бы плотность планеты, это уже позволило бы нам сказать, является ли она твердотельным миром земного типа или газовым нептуном.

Внутренние планеты вроде Земли состоят преимущественно из силикатов и железа: они рождаются слишком близко к звезде, чтобы на них мог образоваться лед. Из-за тяжелых материалов эти миры характеризуются высокой плотностью: плотность Меркурия, Венеры, Земли и Марса составляет 3,9–5,5 г/см³. При аналогичном составе планета с большей массой должна обладать более высокой плотностью, так как под действием гравитации твердые породы сожмутся еще больше. Моделирование внутреннего строения планет показывает, что каменистая суперземля с массой в 5 раз больше массы нашей планеты должна иметь плотность около 7,8 г/см³.

С другой стороны, большая часть объема Нептуна приходится на его громадную атмосферу. В ее составе преобладают водород и гелий – два самых легких элемента во Вселенной. Из-за этого плотность Нептуна не превышает 1,6 г/см³. Газовый вариант суперземли – это мининептун с толстой атмосферой, окружающей ядро из твердых пород или льда. Плотность газовой планеты массой в 5 масс Земли может быть равна примерно 3–4 г/см³, то есть намного меньше, чем у каменистой суперземли, но выше, чем у Нептуна, так как в силу меньшей массы такая планета накапливает меньше легкого газа.

Чтобы вычислить среднюю плотность планет, ее массу делят на объем заполняемого ею пространства. Поскольку по форме планеты близки к сфере, все сводится к двум значениям – массе планеты и ее радиусу. К сожалению, проблема состоит не только в том, что оба эти значения очень непросто получить, но и в том, что зафиксированные значения будут иметь большую погрешность. При определении типа планеты, балансирующей на грани между массивным миром земного типа и маленьким газовым гигантом, из-за этой погрешности мы будет так же бессильны, как и врач при определении пола плода, который лежит в утробе, скрестив ножки.

В качестве примера такой планеты можно привести суперземлю, обращающуюся вокруг звезды Кеплер-93. Как следует из названия звезды, наблюдение за ней велось с помощью космического телескопа «Кеплер». Цель наблюдения – поиск планет, проходящих по диску звезды. Кеплер-93 была самой яркой звездой из наблюдавшихся в телескоп, и уже очень скоро – в 2011 г. – было объявлено об обнаружении планеты, обращающейся вокруг нее по близкой орбите. При этом размер планеты был оценен удивительно точно. Период обращения планеты Кеплер-93 b составлял 4,7 дней, радиус – 1,478 радиуса Земли с погрешностью всего лишь 0,019 радиуса Земли, то есть 119 км. Таким образом, точное значение радиуса планеты Кеплер-93 b укладывалось в узкий диапазон от 1,459 до 1,497 радиуса Земли, и по этому показателю она однозначно могла быть отнесена к суперземлям.

После проведения точных измерений радиуса была предпринята попытка определить массу планеты. На звезду Кеплер-93 были направлены телескопы «Кек» на вершине спящего вулкана Мауна-Кеа на Гавайях, которые должны были зафиксировать колебания лучевой скорости. Исследователям удалось наблюдать покачивания звезды, но ее движение трудно поддавалось точному измерению. Согласно первоначальной оценке, Кеплер-93 b была в 2,6 раза тяжелее Земли. Но из-за огромной погрешности ее масса вполне могла быть равна и 4,6 массы Земли. Дальнейшие измерения помогли установить более точные рамки для определения характера движения звезды. В результате было получено новое значение массы Кеплер-93 b: 3,8 массы Земли с погрешностью плюс-минус 1,5 массы Земли. Это было уже лучше, но при массе в диапазоне 2,3–5,3 земных массы планету с радиусом 1,478 Земли можно было отнести сразу к нескольким типам. Исходя из полученного диапазона значений средней плотности 4–9 г/см³ Кеплер-93 b могла быть чем угодно – хоть газовым миром, хоть землеподобной планетой с твердой поверхностью. Поэтому, несмотря на большой объем наблюдений, тип планеты Кеплер-93 b оставался загадкой.

Разгадать ее удалось спустя четыре года после публикации результатов измерения радиуса Кеплер-93 b. Дополнительная серия наблюдений за лучевой скоростью с использованием телескопа «Галилей» на Канарских островах позволила наконец-то сузить диапазон возможных значений массы планеты до 4,02 массы Земли с погрешностью всего лишь 0,68 массы Земли. Из этого следовало, что ее средняя плотность должна составлять около 6,88 г/см³, то есть Кеплер-93 b – гигантская каменная планета. Значило ли это, что все суперземли на самом деле представляют собой увеличенные версии Земли?

В начале 2014 г. астрофизик Дэвид Киппинг занялся поиском экзолун, то есть естественных спутников, обращающихся вокруг экзопланет. Задачу себе он выбрал не из легких. В Солнечной системе самая крупная луна – это спутник Юпитера Ганимед. Он в два раза массивнее нашей Луны, его масса составляет 2,5 % массы Земли. Не исключено, что рядом с экзопланетами могут обнаруживаться спутники большего размера, но в любом случае их влияние на звезду будет ничтожным.

Как решить эту проблему? Например, можно попытаться отыскать следы влияния спутника не на звезду, а на планету. Спутник и планета обращаются вокруг общего центра масс точно так же, как это делают планета и звезда. Это вызывает колебания планеты при движении по орбите вокруг звезды. Из-за колебаний временной промежуток между прохождениями планеты по диску звезды может слегка отличаться. Чтобы наглядно представить себе эту ситуацию, воспользуемся аналогией со спортсменом, который бежит по дорожке вокруг стадиона, держа за руку маленького ребенка. Когда ребенок устремляется вперед, бегун немного ускоряется. И наоборот – когда ребенок тянет спортсмена назад, бежать становится труднее, и скорость снижается. В результате время прохождения круга оказывается разным. Таким образом, изменение количества времени, которое требуется планете, чтобы в очередной раз появиться перед звездой, может служить надежным доказательством существования рядом с ней невидимого спутника.

Этот метод называют анализом изменения моментов прохождений, сокращенно – TTV (transit timing variations). В 2014 г. команда Киппинга опубликовала данные наблюдений за прохождениями восьми планет с целью выявления незначительных изменений в периодичности их появления перед звездами. К радости исследователей, в одном случае им удалось зафиксировать изменение времени наступления транзита. Однако дело было не в спутнике.

Объектом наблюдения была планета, движущаяся по орбите вокруг холодной звезды, известной под именем Кеплер-138. До этого с помощью космического телескопа «Кеплер» рядом с этой звездой уже было найдено три планеты. Все они отличались очень маленькими радиусами, составляющими 0,4–1,6 радиуса Земли, и обращались по близким к звезде орбитам с периодом не больше месяца. Колебавшаяся планета оказалась самой дальней в системе. Она получила условное обозначение Кеплер-138 d. Но ее колебания были вызваны не предполагаемым спутником, а разгоном и торможением под влиянием соседней средней планеты – Кеплер-138 c.

Несмотря на некоторое разочарование, связанное с тем, что первый экзоспутник найти все-таки не удалось, сам по себе полученный результат заслуживал включения в книгу рекордов. Подобно колебаниям звезды, изменения времени наступления транзита могут служить своего рода весами, с помощью которых можно измерить массу планеты. Кеплер-138 d стала самой легкой планетой, у которой удалось измерить и размер, и массу[9]9
  Этот рекорд был побит еще одной ее соседкой – планетой Кеплер-138 b, чья масса была измерена в 2015 г. и составила 0,07 массы Земли.


[Закрыть]. Предыдущий рекорд принадлежал каменистой планете Кеплер-78 b, которая оказалась на 70 % тяжелее Земли. Масса Кеплер-138 d совпала с массой Земли.

Учитывая близость полученной массы к массе планеты, являющейся нашим домом, определение типа Кеплер-138 d не должно было вызывать никаких затруднений. Это должен был быть каменистый землеподобный мир – слишком горячий, чтобы содержать воду в жидкой форме, но обладающий твердой оболочкой и тонкой атмосферой. Однако радиус Кеплер-138 d был почти на 60 % больше радиуса Земли, а значит, плотность ее должна была быть в 4 раза ниже плотности нашей планеты, превышая плотность воды всего лишь на 30 %. Это был не каменистый мир, а очень маленький нептун.

Проведенные в 2015 г. дополнительные измерения позволили уточнить значения массы и радиуса Кеплер-138 d: масса была скорректирована в сторону уменьшения – до 0,64 массы Земли, а новое значение радиуса оказалось на 20 % больше радиуса Земли. При этом у планеты по-прежнему была очень низкая плотность, равная 2,1 г/см³, и толстая атмосфера.

В интервью средствам массовой информации Киппинг отмечал: «Даже если масса этой планеты равна массе Земли, она совершенно не похожа на Землю. Это доказывает, что невозможно провести четкую границу между каменистыми мирами вроде Земли и более “пышными” планетами вроде водных миров или газовых гигантов».

Получается, что наиболее часто встречающийся тип планет похож на коллекцию шариков из разных минералов: размер один, а вот внешний вид и строение – совершенно разные.

Разнородность суперземель захватила умы астрономов. После того, как наблюдения за Кеплер-138 d и Кеплер-93 b показали, что четкой границы между массивными земплеподобными и газовыми мирами нет, встал вопрос о возможности хотя бы приблизительно обозначить рубеж между двумя типами планет.

В 2014 г. были доступны данные измерения массы и радиуса примерно 70 суперземель. Исходя из эмпирических данных о средней плотности этих планет можно было сделать вывод о том, что при радиусе более 1,5 радиуса Земли планета обычно имеет толстую атмосферу мини-нептуна.

При этом обнаружилось множество исключений из этого правила с отклонениями как в большую, так и в меньшую сторону. Судя по размеру, Кеплер-138 d должна была быть каменной планетой, но на самом деле она – газовая. С другой стороны, планета с условным обозначением BD+20594 b, как было установлено, имеет радиус, равный 2,2 радиуса Земли, но ее плотность достаточно высока для того, чтобы охарактеризовать ее как состоящую преимущественно из твердых пород. Тем не менее в тех случаях, когда был известен только размер планеты, правило о 1,5 радиуса Земли позволяло сделать первые предварительные выводы.

Теперь нужно было как-то объяснить, почему столь разнородные планеты расположены так близко к своим звездам.

Хтонические планеты

Итак, было найдено два класса планет, обращающихся в непосредственной близи от своих звезд: горячие юпитеры и горячие суперземли. Это заставило астрономов задуматься о наличии связи между ними. Может быть, суперземли – всего лишь горячие юпитеры, которые каким-то образом растеряли свои гигантские атмосферы?

Доказательства в пользу этой теории появились осенью 2003 г., когда впервые была обнаружена планета в момент ее прохождения перед звездой – HD 209458 b. Это был горячий юпитер, за которым, как за гигантской кометой, шлейфом тянулась атмосфера. Учитывая, что период обращения планеты составлял всего 3,5 дня, окутывающие планету-гиганта газы улетучивались из-за близости к звезде. В случае потери значительной части своей атмосферы планета могла бы сжаться до размера суперземли. В результате из нее мог бы получиться либо мини-нептун, либо твердое ядро без оболочки. По аналогии с неприкрытыми плотью скелетами существ из мифологической преисподней эти гипотетические миры стали называть хтоническими планетами.

Несмотря на всю свою мрачную притягательность, идея о существовании утративших атмосферу хтонических планет сразу подверглась критике. Атмосферы горячих юпитеров настолько огромны, что времени жизни звезды не хватило бы для образования суперземли даже при таком темпе улетучивания газов из атмосферы, который наблюдался у HD 209458 b. Однако улетучивание было не единственным фактором потери атмосферы.

При перемещении горячего юпитера с окраины планетной системы к центру притяжение звезды усиливается. Это приводит к уменьшению сферы Хилла, то есть зона действия собственной гравитации планеты сужается. Поначалу ничего серьезного не происходит, так как атмосфера планеты сжимается, существенно уменьшаясь в размерах. Но стоит планете подойти вплотную к звезде, ее атмосфера попадает во власть звездной гравитации, под действием которой газ вытягивается из атмосферы планеты. В результате, как и в случае с улетучиванием, может образоваться хтоническая планета, представляющая собой небольшой газовый мир или ядро без оболочки.

В пользу идеи «раздетой» планеты говорит тот факт, что суперземли могут располагаться ближе к звезде, чем горячие юпитеры. Горячие юпитеры утрачивают свои атмосферы на расстоянии 0,1–0,05 а.е. от звезды, то есть при пересечении этой отметки любая планета становится суперземлей. Если это действительно так, то, наблюдая за каменистыми суперземлями, мы получаем уникальную возможность заглянуть внутрь газового гиганта.

Но есть одна проблема: мы знаем очень мало планет размером меньше горячего юпитера и больше горячей суперземли. Если горячие юпитеры обречены стать суперземлями, в процессе потери атмосферы их размер должен попадать в диапазон обычных для этих двух типов планет значений. И мы должны видеть такие планеты. Однако почти все наблюдаемые нами планеты, обращающиеся вблизи своих звезд, относятся либо к горячим юпитерам, либо к суперземлям – начальной и конечной границам в теории хтонических планет. Горячих планет размером больше Нептуна и меньше Юпитера просто нет. Вряд ли мы просто проглядели их, хотя полностью исключать такую возможность нельзя. Но если гипотеза о суперземлях как «расплескавшихся» горячих юпитерах неверна, чем ее можно было бы заменить?

Далеко ходить не нужно

Первая альтернативная версия подкупает своей простотой: а что, если формирование суперземель происходило там же, где они находятся сейчас? Если бы удалось доказать, что миры такого типа рождались непосредственно в первичном протопланетном диске, это объяснило бы, почему их так много. Ранее мы исключили возможность формирования массивных горячих юпитеров в условиях отсутствия достаточного количества материала из твердых пород. Распространяется ли этот вывод на куда менее массивные суперземли?

Ближайшая к центру Солнечной системы планета – Меркурий. Его масса составляет всего лишь 5,5 % массы Земли, а расстояние от Солнца – солидные 0,4 а.е., то есть он в три раза дальше от звезды, чем большинство горячих юпитеров и суперземель.

На первый взгляд, ничего необычного в приведенном описании нет. Предел роста планеты определяется объемом доступного вещества в протопланетном диске. Он, в свою очередь, зависит от количества пыли и планетезималей вокруг планеты, а также радиуса области ее гравитационного влияния (сферы Хилла). Сила притяжения вблизи Солнца колоссальна, а значит, под контролем гравитации планеты остается совсем небольшой кусочек пространства с ограниченным количеством нового материала, который может подпитывать рост. Поэтому планеты вблизи звезд должны быть маленькими.

Но что, если наша Солнечная система с момента своего рождения была отклонением от нормы? Может быть, ситуация, когда область формирования суперземель изобилует пылью, является обычной – пусть даже в протопланетном диске рядом с нашим Солнцем и было мало вещества? Если это так, то даже при маленьком радиусе сферы Хилла вокруг планеты будет предостаточно твердых тел.

В первой главе мы представили себе, как мог выглядеть протопланетный диск в нашей планетной системе: чтобы воссоздать первоначальное пылевое состояние, мы взяли за основу текущее положение планет и разложили их на составляющие в пространстве вокруг орбит. В результате у нас получилась протосолнечная туманность минимальной массы. А что получится, если мы проделаем то же самое с планетными системами, в которых есть суперземли?

Если мысленно раскрошить суперземли, мы получим протопланетный диск и увидим, как в нем должна была распределяться пыль, чтобы образовалось такое скопление планет. К сожалению, представляя наполненный веществом планетообразующий диск, мы сталкиваемся с проблемой. Из-за высокой концентрации пыли, находящейся во взвешенном состоянии в плотном газе, масса внутреннего диска оказывается очень большой. В этом случае должен сработать тот же самый механизм, посредством которого, согласно описанной ранее гипотезе, происходило формирование газовых планет в удаленной от центра системы части диска: внутренний диск должен рассеяться под воздействием собственной избыточной гравитации. Если бы все происходило именно так, то новые планеты походили бы на газовые гиганты и не имели ничего общего с суперземлями. Кроме того, при попытке разложить планетные системы, в состав которых входят суперземли, на мельчайшие частицы мы получаем протопланетные диски очень странной формы. Строение многих из них оказывается настолько необычным, что приходится исключить саму возможность формирования таких дисков вокруг звезды – в противном случае пришлось бы оперировать причудливыми аномалиями вроде постепенного нарастания температуры по мере удаления от звезды.

Таким образом, у нас нет универсальной модели протопланетного диска, в которой бы нашлось место суперземлям. Более вероятным представляется сценарий, в котором необходимая для формирования этих планет масса появляется после образования диска.

Планетная метла

Еще одна гипотеза исходит из предположения о существовании гигантской метлы. Когда вы берете метлу и подметаете пол, у вас получается куча пыли. Пока она равномерно распределена по поверхности пола, слой кажется очень тонким. Но стоит смести ее в одно место, как она тут же превращается в горку приличного размера, для выноса которой потребуется мешок. Существовал ли протопланетный аналог метлы, который мог замести твердые частицы в кучу достаточно большого размера, чтобы образовалась суперземля?

Гипотеза о сгребании каменистых тел позволяет избежать трудностей, связанных с идеей о рождении суперземель в особом протопланетном диске. Сначала формировался диск обычной формы – без порождающей неустойчивость высокой концентрации газово-пылевого материала вблизи от звезды. Затем каменистые твердые тела со всего диска сгребались на орбиты суперземель, обеспечивая быстрый темп формирования этих планет. Поскольку в процессе участвовали только твердые частицы, но не газ, масса внутреннего диска не достигала порога, за которым происходит распад диска на газовые гиганты. Вопрос только в том, что выступило в роли такой метлы. Ответ: горячий юпитер.

На своем пути к звезде в процессе миграции планета размером с Юпитер врезается в самую гущу планетезималей, участвующих в процессе формирования миров земного типа. Многие из каменистых тел будут рассеяны или захвачены притяжением планеты, другие займут резонансные орбиты, обеспечивающие синхронизацию их движения вокруг звезды с движением Юпитера. Став частью устойчивой резонансной структуры, планетезимали второй группы вынуждены следовать к звезде вслед за Юпитером. Со временем их становится все больше, они сбиваются в группы и сталкиваются, образуя мир размером больше любой планеты во внутренней области Солнечной системы. Результат – суперземля, обращающаяся по орбите, которая ближе к звезде, чем орбита горячего юпитера. Описание кажется правдоподобным, но есть ли какие-нибудь свидетельства того, что все так и происходит в действительности?