Элизабет Таскер: Наша планета — 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 один процент 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 пять процентов от расстояния между Солнцем и Землей и 13 процентов  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 мини-нептуны 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 2001 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 процентов 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 60000 км / ч, ему понадобится более 75000  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 мини-нептун 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 планеты, 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-93b. 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 сис теме. 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. Предыдущий рекорд принадлежал каменистой планете Кеплер-78 b, которая оказалась на 70 процентов 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 процентов больше радиуса Земли, а значит, плотность ее должна была быть в 4 раза ниже плотности нашей планеты, превышая плотность воды всего лишь на 30 процентов. 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 процентов 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.

Перевод: Сергей Чернин