Коллектив Авторов - Цифровой журнал «Компьютерра» № 183

Первые модели такого рода выявили существенные проблемы в стандартной картине, связанные с тем, что обычное слипание пылинок не позволяет преодолеть так называемый «метровый барьер». Частицы охотно вырастают до сантиметровых размеров, но после этого их столкновения приводят не к слипанию, а скорее к отскоку друг от друга или даже разрушению, но никак не к росту. В последние годы много усилий прилагается к тому, чтобы перепрыгнуть через метровый барьер. На помощь приходит добавление физических подробностей. В «базовой комплектации» модель космической пыли как нельзя лучше соответствует образу «сферического коня в вакууме». Если начать несколько уходить от этого образа, метровый барьер пусть и не исчезает совсем, но по крайней мере становится менее высоким. Ситуацию со слипанием, например, улучшает учёт возможной пористости пылинок: они ведь вовсе не обязаны быть гладкими силикатными шариками. Далее, барьер возникает в моделях при условии, что для скорости столкновения пылинок принято некоторое «типичное» значение. В реальном же мире имеет место не одно значение, а распределение по скоростям, и в росте пылинок большую роль могут играть частицы, скорости которых приходятся на «хвосты» этого распределения.

У моделей в «базовой комплектации» есть ещё одна проблема. Пока пылинка мелкая, она полностью «вморожена» в газ и вращается вокруг звезды вместе с ним. Но стоит ей вырасти в камешек размером в десяток–другой сантиметров, газ начинает замедлять орбитальное движение камешка, и он довольно быстро дрейфует к центру системы. То есть мало перепрыгнуть метровый барьер, это нужно сделать быстро, пока вся пыль не поп а дала на звезду, не успев вырасти до большего размера. Эта проблема тоже решается уходом от упрощённых моделей: чтобы ускорить процесс роста пыли, её нужно как-то предварительно скучковать, насильно собрать в плотные сгустки. За такое кучкование могут отвечать разнообразные неустойчивости в диске, связанные с газодинамикой, магнитным полем, гравитацией. На коленке такое уже не промоделируешь, поэтому работы требуемого уровня сложности начали появляться лишь в последние годы. На конференции проблемы роста пыли в протопланетных дисках так или иначе затрагивались в нескольких обзорных докладах, а уж сколько об этом было постеров — и не сосчитать.

Неустойчивости в диске важны не только как фактор скучивания пыли. Они могут играть не менее важную роль в самом существовании диска. С этим тоже связана крупная проблема: диск-то должен быть аккреционным, то есть вещество в нём должно не просто крутиться вокруг звезды, но и постепенно приближаться к ней, с тем чтобы в конце концов упасть, породив наблюдаемое избыточное (относительно спектра самой звезды) ультрафиолетовое излучение. Чтобы вещество падало на звезду, у него нужно отобрать орбитальный угловой момент (aka момент импульса) и куда-то его деть. С давних пор потенциальным переносчиком углового момента считается турбулентность. За её возбуждение в диске как раз и должны отвечать какие-то неустойчивости, но какие именно — наука пока не может дать ответа, потому что и здесь требуются весьма детальные численные модели. Мало того что их сложно построить, так ещё и наблюдательных ограничений недостаёт. Конечно, много надежд в этом отношении возлагается на интерферометр ALMA, который позволит более или менее массово получать карты протопланетных дисков.

Вообще, не хотелось бы, чтобы вы представляли исследования протопланетных дисков как череду компьютерных моделей. Конечно, качественных наблюдений пока не очень много, но они есть. В спектрах дисков видны признаки укрупнения пылинок, всё больше обнаруживается в дисках различных молекул. В излучении молекул тоже можно разглядеть признаки укрупнения твёрдых частиц, потому что химические процессы по-разному протекают в среде с мелкими пылинками и в среде с крупными булыжниками (это, кстати, та область, в которую мы вносим свой скромный вклад).

Но, помимо прямых наблюдений, есть богатые косвенные источники информации об эволюции протопланетных дисков! Это итог их существования — планетные системы, включая Солнечную. Солнечная система интересна тем, что в ней помимо распределения планет можно изучать остатки протопланетного вещества; другие планетные системы интересны своим разнообразием. К сожалению (или к счастью), и в вопросе формирования планет тоже пока в основном неясности. Точнее, не ясно, в каких случаях работает тот или иной из двух рассматриваемых сейчас механизмов планетообразования — аккреция на ядро и гравитационная неустойчивость в диске. Первый — это конечный итог уже упомянутого слипания пылинок с образованием каменного ядра (планета земного типа), на который потом может аккрецировать мощная газовая атмосфера (планета-гигант). Второй — фрагментация диска под действием его же собственного тяготения — привлекает тем, что действует гораздо быстрее. Это позволяет объяснить образование планет-гигантов на больших расстояниях от звезды — как, например, в системе HR8799, то есть там, где аккреция на ядро должна быть дольше максимального времени жизни диска.

У гравитационной неустойчивости есть один крупный недостаток: до сих пор не доказано, что в типичном протопланетном диске есть условия для её возникновения. В одном из докладов, сделанном Жилем Шабрие, высказано даже предположение, что сама мысль о ней возникла по ошибке. Нам только кажется, что мы видим продукты гравитационной неустойчивости в диске . На самом же деле это продукты гравитационной неустойчивости в молекулярном облаке . Иными словами, иногда мы ошибочно называем планетами объекты, которые схожи с планетами массой, но появились на свет «звёздным» путём. А системы типа HR8799 могут возникать в результате миграции планет с одной орбиты на другую, более далёкую. Всё равно мы без миграции не можем объяснить ни появление «горячих юпитеров», ни даже строение Солнечной системы. В соответствии с популярной моделью Grand Tack («Шишков, прости: / Не знаю, как перевести» — А. С. Пушкин) наш собственный Юпитер осуществил в Солнечной системе манёвр с разворотом, прежде чем успокоиться на своей теперешней орбите.

Очень интересные были также доклады про внутреннее строение планет — как наших, так и чужих. Я уже выражал своё восхищение тем, что мы буднично исследуем состояние атмосфер планет вне Солнечной системы. Теперь, после конференции, могу добавить, что некоторые аспекты химического состава для внесолнечных планет известны нам лучше , чем для Юпитера.

Не обошлось, конечно, и без астробиологии, но этот доклад (последний на конференции) был скорее грустным: Мануэль Гюдель рассказал о том, сколь мало на самом деле значит популярное понятие зоны обитаемости и сколь многое нужно для существования жизни, помимо температуры, допускающей наличие жидкой воды.