Loading Posts...

Красный карлик TRAPPIST-1 и его планетное семейство

Планеты холодных звезд

Не будет лишним напомнить, что мы живем в интереснейшее время, когда открываются тысячи экзопланет. Большое их количество обнаружено в окрестностях солнцеподобных звезд, и очень важно, что сотни из них движутся внутри зоны обитаемости. Но лишь недавно, с 2014 г., мы начали открывать в этой зоне сравнительно небольшие каменистые планеты. Ранее там находили только крупные тела (преимущественно газовые гиганты). Планета Kepler-186f, открытая в 2014 г., оказалась всего на 10% больше нашей Земли, и мы можем с уверенностью утверждать, что она имеет похожий состав и физические свойства.

С тех пор мы обнаружили уже немало подобных планет, причем многие из них находятся вблизи маломассивных звезд. Самой экстремальной из таких систем, несомненно, является TRAPPIST-1, где вокруг центрального светила обращается семь спутников (известных на данный момент). Масса этого светила составляет всего 9-10% солнечной, что близко к условной границе между собственно звездами и коричневыми карликами.

Когда мы пытаемся оценить возможность существования жидкой воды на планетах звездной системы, необходимо принимать во внимание всю ее историю от момента возникновения. Существует много сценариев изменения светимости маломассивных звезд в зависимости от их исходных параметров. Выше значения, соответствующего 8% солнечной массы, расположены красные и оранжевые карлики, а также солнцеподобные звезды; ниже – коричневые карлики, которые уже фактически звездами не являются. Через несколько десятков миллионов лет после рождения нашего Солнца мощность его излучения практически стабилизировалась и оно вышло на главную последовательность, но менее массивные светила осуществляют этот переход значительно позже. Для самых «легких» объектов эта стадия может наступить только через несколько миллиардов лет. Естественно, данный факт очень сильно влияет на судьбы планет у таких звезд.

После рождения звезды TRAPPIST-1 ее светимость была выше нынешней, и зона обитаемости располагалась значительно дальше от центра, не захватывая ни одну из семи планет системы. По мере уменьшения светимости она перемещалась ближе к звезде, ее внутренний радиус уменьшался, и в нее попадало все больше объектов. Этот процесс занял не менее миллиарда лет. Сейчас вне зоны обитаемости движутся только две ближайших к светилу планеты TRAPPIST-1 b и с.

Таким образом, перед «попаданием » в зону обитаемости экзопланеты в подобных системах проводят довольно много времени в области более высоких температур, при которых вся их вода находится в атмосфере в газообразном состоянии.

Эволюция атмосфер

Очень важно понимать, что происходит до того, как объект окажется в зоне обитаемости, и как в таких условиях протекают атмосферная и приливная динамическая эволюция, поскольку эти процессы в значительной степени определяют состояние планеты в дальнейшем (когда она, наконец, достигнет границ зоны обитаемости).

Тот факт, что светимость звезды меняется и что она испускает много высокоэнергетического излучения, имеет решающие последствия для газовых оболочек экзопланет. Опять же, на ранних этапах эволюции вся вода находится в газообразном состоянии и подвержена сильному воздействию жесткого излучения. Поэтому имеется две альтернативы: в первом случае к моменту достижения области благоприятных температур тело теряет всю или почти всю свою воду (если утечка летучих веществ была очень интенсивной или если планета изначально не имела много воды), либо, в лучшем случае, часть водяного пара все же останется в сфере притяжения, чтобы позже сконденсироваться и образовать океаны.

Читать:  Астрономы нашли гигантскую планету-«магнит»

Согласно расчетам, проведенным для коричневых карликов и самых «холодных» красных карликов, более вероятен все же первый сценарий – с полной потерей воды. Но к 2017 г. были подведены итоги детальных наблюдений высокоэнергетического излучения маломассивных звезд, и мы постарались усовершенствовать модели утечки летучих веществ из атмосфер их спутников.

Исходные данные таковы. Представьте себе, что вся вода находится в атмосфере планеты, облучаемой жестким ультрафиолетом (с длиной волны 100-200 нм), который расщепляет молекулы воды на атомы. Если звезда вдобавок испускает экстремальное ультрафиолетовое излучение с длиной волны меньше 100 нм, оно вызывает разогрев самых верхних атмосферных слоев, приводя к утечке атомарного кислорода и водорода в космическое пространство, причем, поскольку водород значительно легче, его потери намного превышают потери кислорода.

Ко времени достижения зоны обитаемости оставшиеся атомы рекомбинируют в молекулы воды и конденсируются, причем ее на планете остается значительно меньше, чем было изначально, а в атмосфере возникает избыток кислорода. Эту модель мы применили к системе TRAPPIST-1. Две самые близкие к звезде планеты в зону обитаемости так и не попали, то есть они постоянно теряли воду и к настоящему времени потеряли, возможно, эквивалент десятка земных океанов, то есть даже если они родились с большим количеством воды – сейчас они должны быть абсолютно сухими.

Что же касается более далеких планет, то если исходить из того, что они перестали терять воду, как только оказались в зоне обитаемости – она там должна была остаться, но, скорее всего, в очень небольших количествах. Напомню, что все эти расчеты выполнены для чисто гидродинамических потерь, без учета возможного магнитного взаимодействия, которое могло бы стать причиной дополнительного рассеяния атмосферы.

Таким образом, в процессе эволюции планеты в ее газовой оболочке может образовываться значительное количество кислорода в результате небиологических процессов, и было бы большой ошибкой считать наличие там этого элемента признаком жизни.

На этом пока закончим с атмосферами экзопланет и поговорим об их динамике, в первую очередь – о приливной динамической эволюции.

Приливная динамическая эволюция

Динамические взаимодействия в планетных системах обуславливает целый ряд процессов. Прежде всего, это орбитальная миграция, которая может быть направлена в ту либо иную сторону (уменьшения или увеличения радиусов орбит). Приливные силы также имеют тенденцию к «сглаживанию» эксцентриситетов орбит, что делает систему более устойчивой. Еще они влияют на эволюцию собственного вращения планет, в результате чего их орбитальные периоды часто становятся равными периодам вращения вокруг своей оси. Таким образом, объект оказывается постоянно повернутым к центральной звезде одной стороной, то есть на одном его полушарии воцаряется вечный день, на другом – вечная ночь. Такая ситуация называется «приливным захватом». Также нужно учитывать, что со временем угол между осью вращения планеты и перпендикуляром к плоскости ее орбиты (то есть угол между плоскостями ее экватора и орбиты) уменьшается. У Земли этот угол немного больше 23°, но обычно чем ближе к звезде – тем меньше этот параметр.

Читать:  Все больше подробностей о ближайшей к нам звездной системе

С учетом всего вышесказанного мы осуществили динамическую симуляцию системы TRAPPIST-1. Главной проблемой, конечно, было то, что мы совершенно ничего не знаем о ее «стартовых условиях». Фактически единственный способ преодолеть эту сложность – создать сразу много моделей, базирующихся на большом количестве разнообразных наборов исходных данных, запустить процессы их «эволюции» и посмотреть, не получим ли мы на нужном этапе нечто похожее на исследуемую систему. Такой подход очень сложен, требуя огромных затрат времени и вычислительных ресурсов. Нам пришлось промоделировать миллиарды лет эволюции и при этом рассмотреть тысячи вариантов начальных условий.

В ходе применения так называемой симуляции «N-body» к системе TRAPPIST-1 мы взяли набор ее исходных параметров, описанных в нашей публикации, и запустили моделирование ее эволюции с помощью недавно разработанной программы Posidonius. Она базируется на открытых источниках и очень проста в обращении, фактически теперь любой желающий может исследовать приливную динамическую эволюцию мультипланетных систем. Итак, анализируя изменения эксцентриситетов со временем, несложно заметить, что на протяжении всего лишь миллиона лет под влиянием приливных взаимодействий они существенно уменьшатся. В частности, для двух внутренних планет TRAPPIST-1 они достигли совсем незначительных величин – порядка 10-³.

Также можно смоделировать эволюцию вращения планет вокруг оси. Здесь мы наблюдаем очень быстрое изменение его периода в сторону синхронизации с орбитальным движением. Похожим образом себя ведут и наклоны оси вращения — в течение 200 тыс. лет плоскости экваторов планет заметно приближаются к плоскости их орбит, но, поскольку в системе присутствует более одного объекта, их наклон не уменьшается до нуля, однако и не превышает одного градуса.

Как мы видим, исключительно быстро – за несколько сотен тысяч лет, что немного с точки зрения эволюции — происходит синхронизация вращения планет и «выравнивание» их осей. Это значит, что на данный момент объекты системы уже давно прошли указанную стадию и находятся примерно в таком же состоянии, что и сразу по ее завершении. Этот факт можно использовать при дальнейшем моделировании и оценке потенциальной обитаемости планет. В одной из статей, недавно принятых для публикации, показано, что, например, у TRAPPIST-1е вблизи точки на поверхности, где центральная звезда постоянно видна в зените, должен все время иметься участок с открытой водой — практически независимо от давления и состава атмосферы.

Читать:  Планета Меркурий

Приливный разогрев и климат

Далее, зная детали динамической эволюции системы, мы можем вычислить ограничения на скорости вращения и эксцентриситеты орбит экзопланет, а потом заложить полученные значения в климатическую модель для оценки их возможной обитаемости либо хотя бы наличия там жидкой воды. Еще одной важной вещью для TRAPPIST-1 является то, что, как уже сказано, из-за планет-планетного взаимодействия ее члены все же имеют небольшие эксцентриситеты и наклоны экваторов, а это, в свою очередь, ведет к серьезным последствиям: планеты должны испытывать приливный нагрев. Здесь мы тоже имеем прекрасный пример в нашей Солнечной системе – спутник Юпитера Ио, постоянно деформируемый приливами со стороны газового гиганта. Плотность выделения энергии благодаря такому воздействию достигает 3 Вт/м², что приводит к исключительно интенсивному вулканизму на поверхности этого небесного тела. Насколько велика мощность такого нагрева? По сравнению с Землей она выше почти в 40 раз – в недрах нашей планеты основным источником энергии является распад радиоактивных элементов, а приливы со стороны Луны и Солнца для нее столь важной роли не играют.

Так или иначе, планеты системы TRAPPIST-1 испытывают примерно то же, что и юпитерианский спутник Ио: их недра сильно нагреваются за счет приливных деформаций. Если мы построим график, отображающий интенсивность такого нагрева (в ваттах на квадратный метр поверхности) в зависимости от времени, мы увидим, что в наши дни его величина для трех внешних планет – TRAPPIST-1f, g и h – меньше, чем у Земли, для трех следующих, если двигаться внутрь системы — выше, чем у Земли, но ниже, чем у Ио, а у TRAPPIST-1b этот показатель должен быть даже больше, чем у самого вулканически активного тела Солнечной системы. То есть можно предположить, что ближайшая к звезде планета в системе TRAPPIST-1 тоже будет местом бурного вулканизма, а значит, еще и по этой причине существование жизни там крайне маловероятно.

Конечно, приливный нагрев неизбежно влияет на внутреннюю структуру объекта, на его газовую оболочку и климатические условия, а также на определенных стадиях наверняка обеспечивает энергией такие процессы, как движение тектонических плит, очень важные с точки зрения стабильности планеты. Если условно изобразить все взаимосвязи между звездной эволюцией, приливным взаимодействием, характером вращения экзопланет и их орбитальными параметрами, мы увидим, насколько сложен весь комплекс факторов, определяющих потенциальную обитаемость, и как много мы еще не знаем в этой области. Но мы настойчиво продолжаем свои исследования!

Подписывайтесь на наши каналы в Яндекс Дзен и Телеграмм
Подписаться
Уведомление о
guest
0 Комментарий
Inline Feedbacks
View all comments
Loading Posts...