Сергей Попов - Все формулы мира

В качестве примера рассмотрим более подробно популяционный синтез других объектов – экзопланет. На сегодняшний день самые известные работы в области популяционного синтеза экзопланет относятся к процессу их формирования и ранней эволюции в протопланетном диске [130] Желающие глубже погрузиться в эту тематику могут начать с обзоров Кристофа Мордасини, Яна Алиберта и их коллег. Например, W. Benz et al. Planet population synthesis (см.: https://arxiv.org/abs/1402.7086 ). . Здесь целью является предсказание свойств сформировавшихся планет, переживших бурный этап роста и миграции в газопылевом диске материнской звезды. Начальными условиями служат параметры звезд и протопланетных дисков. Эволюционные законы связаны с поведением диска, процессами формирования и роста планет и их взаимодействием друг с другом и диском.

Масса звезды определяет гравитационный потенциал на заданном расстоянии от нее (вдобавок масса диска коррелирует с массой звезды). Кроме того, звезда является источником излучения, которое и нагревает диск, и испаряет его, а светимость в первую очередь зависит от массы. Наконец, химический состав звезды задает состав диска, что крайне важно для формирования планет [131] Конечно, можно говорить, что химический состав звезды и диска изначально задается составом протозвездного облака. Это верно. Но в наблюдениях экзопланет мы можем измерить только состав звезды по ее спектру, поэтому удобно говорить, что состав звезды задает состав протопланетного диска. .

Химический состав диска говорит нам, сколько там газа, пыли и льда (это три основные составляющие планет). От него же зависит поглощение излучения в диске, что будет определять распределение температуры в нем. От массы диска зависит, сколько вещества доступно для формирования планет и как они будут перемещаться по диску.

Законы эволюции в случае формирования и ранней истории планетных систем известны плохо. Отчасти этим данная область исследований и интересна – тут много загадок! В деталях пока неясно, как зародыши планет достигают размеров в сотни метров. Плохо понятно, как формирующиеся планеты перемещаются по газопылевому диску за счет гравитационного взаимодействия с ним. Список можно продолжать и продолжать.

Сложность процессов открывает возможность для постепенного совершенствования моделей. Проследив короткую историю популяционных расчетов образования планет, можно увидеть процесс последовательного приближения к все более и более адекватным сценариям. Вначале применяются модели, неизбежно вызывающие воспоминание о «сферическом коне в вакууме», но довольно быстро они начинают усложняться, и «искусственный мир молодых экзопланет» становится все более похожим на мир реальный.

Современные расчеты неплохо воспроизводят многие особенности распределения планет по массам и расстояниям от своих звезд. Однако, с одной стороны, остаются проблемы в согласовании теоретических построений с наблюдениями, а с другой – пока не хватает данных с телескопов для достаточно полной картины. В ближайшие годы продолжающиеся наземные наблюдения изменения лучевых скоростей звезд позволят обнаруживать планеты на довольно больших расстояниях от звезд. Находящийся на орбите спутник TESS откроет тысячи новых экзопланет, в первую очередь с орбитальными периодами меньше нескольких месяцев. Спутник Gaia должен представить свои данные по экзопланетам на основе астрометрических методов. Темп открытий в этой области велик и постоянно растет, поэтому нужны и новые модели популяционного синтеза.

Уже сейчас они учитывают многие детали изменения параметров диска, постепенного роста планет и планетезималей [132] Планетезимали – небольшие тела в протопланетном диске. Их размер может доходить примерно до размера Марса. Минимальный составляет приблизительно 1 км. Эта величина соответствует достаточно большой массе, чтобы гравитация стала существенной для роста массы объекта и его внутренней структуры. Поглощение планетезималей приводит к росту массы планет. Оставшиеся планетезимали можно наблюдать в виде астероидов и комет. , взаимодействий между ними, миграции планет и т. д. Постепенно становится понятным, в каких частях диска начинают образовываться планеты разных типов.

Условия в разных частях диска отличаются друг от друга. Меняются температура и плотность, меняется состав. Все вместе это приводит и к изменению состояния вещества, от чего зависит процесс роста планет. Важным понятием является так называемая снеговая линия . Обсудим ее подробнее.

Мы уже указали, что три важнейшие составляющие протопланетного диска – газ, пыль и лед. В газовой составляющей доминируют водород и гелий. Это два самых обильных элемента во вселенной в целом, в Галактике, в межзвездной среде, в звездах… В типичном протопланетном диске в начале его эволюции водород и гелий могут составлять до 98–99 % массы. Неудивительно, что самые крупные планеты (как Юпитер в Солнечной системе) состоят в основном из них.

Пыль бывает очень разная, в том числе ледяная, но о ней позже. Начнем с более привычной. В ней могут доминировать углерод, кремний, железо (также будет наличествовать кислород, поскольку в состав пыли могут входить оксиды). Это тугоплавкие частицы, поэтому они выживают даже вблизи звезды (на расстояниях более нескольких звездных радиусов). Элементы, начиная с углерода и дальше, а особенно кремний и железо, составляют незначительную часть массы диска. Но поскольку они способны образовывать пылинки, а те в свою очередь могут слипаться друг с другом и таким образом наращивать массу, то именно они играют ключевую роль в начале процесса формирования планет во внутренних частях диска. Даже Юпитер начинался когда-то с пыли.

Правда, вероятнее всего, с другой пыли. С ледяной. Вдали от звезды такие вещества, как вода, метан, аммиак, могут существовать не в виде газа, а в виде льда. Это крайне важно, потому что их составляющие (водород, углерод, азот) более обильны, чем кремний и железо. Иначе говоря, ледяной пыли больше, чем кремниевой и железной, причем в несколько раз. А именно от пыли зависят первые фазы роста планеты. Поэтому там, где есть ледяная пыль, планеты растут быстрее и вырастают сильнее. Там – это за снеговой линией.

Снеговая линия разделяет области, где данное вещество (вода, метан и т. д.) может или не может формировать пылинки. Граница будет разной для разных веществ, но они довольно близки друг к другу. Кроме того, среди льдов чаще всего доминирует вода (молекула воды – одна из самых распространенных), поэтому для примера можно обсудить только водяной лед.

А теперь дадим совсем несложную оценку (аналогичным способом можно оценить в простейшем случае положение внешней границы зоны обитаемости; для точного расчета границ зоны обитаемости надо учитывать влияние атмосферы планеты и некоторые другие эффекты). Посчитаем, на каком расстоянии от звезды температура освещаемого ею объекта будет равняться нулю по шкале Цельсия [133] < На самом деле снеговая линия для водяного льда соответствует немного более низкой температуре, но мы здесь не будем обсуждать эти детали. .