Oolite
Имя
Пароль
 Запомнить
  Будущие интересные открытия? Попробуем угадать
Не в сети
---Elite---
Аватар пользователя

Зарегистрирован: 15.05.11
Сообщений: 1531
В прошлом году я так и не нашел время на традиционный обзор примечательных астрономических открытий года. Постараюсь хотя бы отчасти скомпенсировать это упущение и предлагаю сменить угол зрения – на этот раз я хочу попытаться предугадать, в каких областях можно ожидать интересных открытий.
И начнем с экзопланет.

Прежде всего, как вы знаете, телескоп Уэбба наконец-то благополучно запущен и прибыл на рабочую гало-орбиту в районе точки L2. В компенсацию за долгострой с созданием телескопа его запуск и распаковка прошли лучше всяких ожиданий и сейчас телескоп готовится к работе. Первые научные результаты ожидаются где-то в июне (и разумеется, прибавьте к этому время на обработку результатов, их подтверждение и подготовку публикаций). Наблюдения экзопланет – как раз одно из четырех заявленных приоритетных направлений программы наблюдений. Остальные три – “первый свет” ранней Вселенной, формирование галактик и звезд и Солнечная система.
Что новое сможет увидеть телескоп Уэбба применительно к экзопланетам? Прежде всего, есть надежда, что с помошью нового телескопа удастся получить спектры атмосфер экзопланет. А это выведет их изучение на принципиально новый уровень. Сейчас мы можем лишь гадать, на что может быть похожа такая-то экзопланета, исходя из ее массы и расчетной равновесной температуры. Интенсивность спектральных линий даст прямую информацию о химическом составе атмосферы экзопланенты и об ее плотности. Замечу сразу, линии кислорода в атмосфере Уэбб, скорее всего, обнаружить не сможет, но линии водяного пара – вполне.
Телескоп Уэбба оптимизирован на наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне. А это в сочетании с большой апертурой делает его более эфективным инструментом для исследования тонкой структуры протопланетных дисков, чем телескоп Хаббла. Я бы рискнул предположить, что можно ожидать открытий протопланет в процессе их формирования.
Непосредственно для поиска экзопланет телескоп Уэбба, я так думаю, использовать не будут – его научные инструменты на это не рассчитаны, а программа наблюдений и без того будет загружена другими задачами. Стратегия выглядит так: космические телескопы вроде TESS собирают предварительную информацию и самые интересные кандидаты уже детально изучаются Уэббом. Но все же я бы опять же рискнул предположить, что какое-то количество экзопланет будет открыто в ходе наблюдений попутно. Хаббл в этом плане отметился, обнаружив попутно несколько больших экзопланет на больших расстояниях от родительских звезд, которые методом транзита или методом измерения лучевых скоростей не были бы обнаружены. Уэбб с его инфракрасным зрением опять же для поиска больших экзопланет на дальних окраинах солнечных систем лучше приспособлен. То есть в принципе можно ожидать, что выборка экзопланет не просто пополнится, а расширится за счет объектов, которые до настоящего времени практически не попадали в поле зрения астрономов.

Вторая очень интересная тема, где предстоит непочатый край работы – экзолуны. Даже беглое ознакомление с Солнечной системой наводит на мысли, что каждая мало-мальски приличная планета просто обязана иметь свою луну, а то и несколько. Можно смело предположить, что луны во Вселенной – такие же обычные объекты, как планеты. Но пока что прямое наблюдение экзолун – очень сложная задача на пределе инструментальных возможностей. Попросту говоря, ни одной экзолуны пока что не было обнаружено. Подавляющее большинство экзопланет было обнаружено очень точными измерениями вариаций блеска звезды (метод транзита) или периодического смещения ее спектральных линий (метод лучевых скоростей). Уровень сигнала составляет в лучшем случае доли процента от шума прямого звездного света, а для уверенного подтверждения сигнала требуется отнаблюдать несколько таких циклов. Можете себе представить, насколько сложнее обнаружить не просто слабый сигнал, а периодические изменения слабого сигнала, указывающие на наличие луны у экзопланеты. Есть, однако, признаки, что в этом плане намечается подвижка. Не исключено, что в обозримом будущем нас ожидает поток открытий вроде того, который не столь давно произошел с экзопланетами – от единичных открытий мы перешли к каталогу в тысячи объектов, который каждый год пополняется сотнями новых объектов. И опять же, специализированные для такой работы космические телескопы могли бы здорово продвинуть эту тему.
Особенно интересен систематический поиск экзолун у экзопланет со сравнимой с Землей массой. Плохая новость состоит в том, что чем меньше масса планеты, тем труднее ее обнаружить. Выборка экзопланет, как нетрудно заметить, перекошена в сторону массивных планет – это в порядке уменьшения массы аналоги Юпитера, Нептуна и суперземли. Планет сравнимой с Землей массы в выборке непропорционально мало. А хорошая новость в том, что если уж мы наберем представительную выборку аналогов Земли, массивные луны у них будет обнаружить технически проще, чем у аналогов Нептуна или Юпитера. Массы Луны и Титана сопоставимы. Однако Земля периодически смещается под воздействием гравитации Луны с намного большей амплитудой, чем Сатурн под действием гравитации Титана, и технически такой сигнал проще обнаружить издалека.
А почему наличие лун у аналогов Земли может быть важным – попробую объяснить на примере Солнечной системы. Из планет земной группы большой спутник есть только у Земли. И если сравнить Землю и Марс, то тут получается такая картина. По какой-то причуде природы маленький Марс с его массой всего 1/10 земной больше похож на Землю, чем близкая к ней по массе Венера. Сутки Марса чуть длиннее земных – 24 ч 37 м. Очень близко и наклонение оси Земли и Марса (23.45° у Земли и 25.2° у Марса). Если не считать того, что Марс движется по заметно эллиптичной орбите, астрономические сезоны на Земле и на Марсе похожи. Но это на данный момент. А если заглянуть в геологическую историю, то между Землей и Марсом есть очень существенная разница. Полярная ось Марса периодически изменяет свое наклонение. В настоящий момент амплитуда биений полярной оси Марса близка к минимуму, но в эпохи максимальной амплитуды биений наклонение полярной оси Марса изменяется в диапазоне от 15 до 35°. Экстремальные амплитуды биений полярной оси Марса достигаются примерно каждые полтора миллиона лет, и в эти периоды климат Марса также испытывает экстремальные перемены. При минимальном наклонении полярной оси 15° полярные области Марса получают 2/3 от современного потока солнечной энергии. Этого достаточно, чтобы полярные шапки превратились в холодные ловушки, в которых вымерзает практически весь углекислый газ из марсианской атмосферы. Атмосферное давление при этом падает до уровня меньше 1 миллибара (современное давление на уровне условного нуля на Марсе около 6.5 мбар) и Марс, и в нынешнем виде не слишком жизнепригодный, превращается в сухую промороженную планету практически без атмосферы вроде большой холодной Луны. При максимальном наклонении полярной оси 35° полярные области Марса получают на треть больше солнечной энергии, чем сейчас. Немного, казалось бы, но теоретически этого достаточно для полной возгонки углекислого газа из южной полярной шапки, что должно привести к росту атмосферного давления до 30...60 мбар. Более плотная атмосфера – это более сильный парниковый эффект, но также и более интенсивные пылевые бури. Какой именно эффект перевесит, сказать трудно. Возможно, обилие пыли в атмосфере приведет к тому, что несмотря на увеличение прогрева полярных районов среднегодовая температура в умеренных широтах Марса упадет и полярные шапки из водяного льда продвинутся ближе к экватору. В любом случае климат Марса в эпохи максимального и минимального наклонения полярной оси будет сильно отличаться от нынешнего, а переход между этими экстремальными вариантами климата будет происходить за короткий промежуток геологического времени, порядка 50...100 тысяч лет.
Полярная ось Земли тоже испытывает биения, но амплитуда этих биений намного меньше, около градуса. А всё потому, что у Земли есть массивный спутник – Луна, которая стабилизирует наклонение полярной оси Земли. Не будь Луны, климат Земли также испытывал бы быстрые переходы между экстремальными вариантами. Конечно, плотная атмосфера Земли более эффективно переносит тепло и до вымораживания части атмосферы дело не дошло бы. Не забудем про огромную теплоемкость земных океанов. Я бы рискнул предположить, что даже при отсутствии Луны океаны Земли были бы вполне жизнепригодными. Но вот существование стабильных сухопутных биоценозов в таком переменчивом мире было бы под вопросом.
Возвращаясь к экзолунам – вот именно в этом плане было бы интересно выяснить, насколько наличие массивных лун у планет – аналогов Земли распространенное явление. Если вдруг окажется, что Земля в этом плане все же примечательное исключение, это обстоятельство придется учитывать при оценке жизнепригодности экзопланет. Даже если открытая экзопланета будет находиться в зоне обитания и иметь сравнимую с земной массу, отсутствие массивного спутника может затруднить если не возникновение жизни на планете, то по крайней мере формирование стабильных биоценозов.


  Re: Будущие интересные открытия? Попробуем угадать
Не в сети
Deadly
Аватар пользователя

Зарегистрирован: 09.10.11
Сообщений: 252
Откуда: Qitroomax, Qutiri
Пожалуй, обнаружение первой экзолуны станет значительным событием, но мне хочется в первую очередь более детального изучения обнаруженных экзопланет, в особенности подтверждения наличия у них атмосферы и данных о составе атмосферы. А ещё греет слабая надежда, что человечество всё же преодолеет все внутренние кризисы и объединится ради общей цели: выживания человека и исследования космоса (а первое без второго невозможно).

P.S. Удобная всё же штука – последние сообщения на главной: сразу и нашёл.


  Будущие интересные открытия. Бурые карлики.
Не в сети
---Elite---
Аватар пользователя

Зарегистрирован: 15.05.11
Сообщений: 1531
Со времени моего предыдущего сообщения много чего произошло. Но отмечу здесь лишь главную позитивную новость, имеющую прямое отношение к теме. Телескоп Уэбба, как вы знаете, успешно распаковался, откалибровал научные инструменты и приступил к полноценной работе. Что дает дополнительный стимул для фантазий на объявленную тему.

На излете эпохи классического естествознания крупномасштабная картина мира в целом выглядела так. Вселенная состоит из звезд, часть которых образует звездные скопления, а часть рассредоточена в обширном пространстве между звездными скоплениями. Были еще, конечно, протяженные туманности газовой природы, но в целом это картину не меняло. Преобладающая часть наблюдаемой материи во Вселенной представлена звездами. Наличие семьи планет у Солнца наводило на вполне логичный вывод о наличии планет и у других звезд, но опять же глобально это картину не меняло. Во первых, 99.86% массы Солнечной системы приходится на Солнце – бесспорно, гравитационно доминирующее тело. И во вторых, масштабы Солнечной системы несоизмеримо малы в сравнении с расстояниями даже до ближайших звезд. Среднее расстояние между Солнцем и Нептуном – самой дальней планетой Солнечной системы – 30 а. е. Расстояние между Солнцем и Проксимой Кентавра 4.224 световых года или примерно 267130 а. е. - в 8900 раз дальше. Неудивительно, что при таком раскладе наблюдательная астрономия четко делилась на две ветви – солнечно-планетную и звездную астрономию. Безбрежный океан пространства, разделяющий звезды с их предполагаемыми планетными системами, представлялся безбрежным океаном пустоты. Космический вакуум.
Двадцатое столетие эту картину мира основательно перетряхнуло. С одной стороны, оказалось, что наш Млечный путь с его сотней миллиардов звезд – лишь одна из бесчисленных галактик (островные Вселенные, как их поэтично называли в начале бурного XX века), которые образуют скопления галактик, которые собираются в сверхскопления, которые образуют узлы сети филаментов, разделенных пустыми ячейками – войдами колоссальной протяженности (в сотни миллионов световых лет). Крупномасштабная структура Вселенной оказалась похожей на пену. С другой стороны, оказалось, что межзвездная и межгалактическая среда – это совсем не пустота. Там есть протяженные регионы, заполненные холодным нейтральным или горячим ионизированным газом, магнитные поля, потоки частиц высоких энергий, плотные газово-пылевые облака. В пространстве между звездами обнаружилось много чего интересного и физика межзвездной среды выделилась в самостоятельную область исследований.
Но сейчас я не об этом.
Давайте попытаемся угадать, какие интересные объекты могут скрываться в океане неизвестности за дальними окраинами Солнечной системы.

Полная инвентаризация всех объектов наблюдаемой части Вселенной – задача заведомо невыполнимая. Но составить каталог, скажем, всех объектов звездной природы в ближних окрестностях Солнца – почему бы и нет?
Если определить ближние окрестности Солнца как пространство в пределах дистанции 5 парсек (15.3 световых лет), то в этих пределах известна 51 звездная система, не считая нашу Солнечную систему – с учетом компонентов кратных систем 61 звезда и 9 бурых карликов. Лишь девять звезд из этого списка имеют видимый блеск выше 6.5 звездной величины и могут наблюдаться невооруженным глазом на темном небе и лишь четыре – Сириус, Процион и неразрешимая глазом двойная Альфа Кентавра – входят также в список 90 самых ярких звезд с видимым блеском до 2.5 звездной величины. На этом примере, кстати, прекрасно видно, насколько наблюдательная селекция может перекосить видимую картину мира. Большинство ярких звезд, образующих скелеты созвездий на земном небе – это яркие звезды высокой светимости, объекты примечательные, но нетипичные. А список ближайших звезд как раз дает хорошее представление о типичном звездном населении галактического диска, которое состоит в основном из красных и оранжевых карликов низкой светимости. Если же раздвинуть границы ближних окрестностей Солнца до 10 парсек, то в этих пределах насчитывается 373 звезды, 85 бурых карликов и 3 пока неподтвержденных кандидата в бурые карлики.

А вот теперь о бурых карликах.
Бурые карлики образно определяют как “несостоявшиеся звезды” (failed stars), и это один из тех случаев, когда образное определение аккуратно отображает суть феномена. По массе бурые карлики занимают промежуточное положение между маломассивными красными карликами и газовыми гигантами вроде Юпитера. Массы бурых карликов лежат в диапазоне примерно от 0.013 до 0.075 солнечных. Для сравнения, масса Юпитера равна 0.000955 солнечной, то есть самый легкий бурый карлик имеет массу примерно 13 масс Юпитера. В отличие от газовых гигантов, бурые карлики в начале своей жизни могут какое-то время поддерживать термоядерные реакции горения дейтерия в своих недрах. Энергии горения дейтерия хватает на период от 4 миллионов лет в самых массивных бурых карликах до 50 миллионов лет в самых легких. В отличие от звезд, массы бурых карликов недостаточно для последующего включения термоядерной реакции горения водорода. Мощности термоядерных реакций в бурых карликах не хватает, чтобы уравновесить их сжатие под воздействием силы гравитации, поэтому бурые карлики не выходят на постоянную светимость, а проваливаются под главную последовательность, продолжая сжатие. Большая часть светимости бурых карликов обеспечивается энергией гравитационного сжатия, а не энерией термоядерных реакций горения водорода, как в звездах. Самые массивные бурые карлики могут достигать температуры 2700 K и внешне похожи на красные карлики поздних подклассов спектрального класса M. Но в отличие от красных карликов с их расчетным временем жизни на главной последовательности порядка десятков и сотен миллиардов лет бурые карлики очень быстро по астрономическим меркам остывают и тускнеют. Для более холодных бурых карликов спектральную классификацию пришлось дополнить классами L (температуры от 1300 до 2500 K), T (температуры от 600 до 1300 K) и Y (температуры ниже 600 K). Самые холодные из открытых на данный момент бурых карликов спектрального класса Y имеют температуры около 300 K. В атмосферах таких бурых карликов можно предположить наличие не только водяных паров и метана, но и более сложных органических соединений. Внешне холодные бурые карлики предположительно могут быть похожи на Юпитер с его характерным полосатым рисунком зональной облачности. Любопытно, кстати, что независимо от массы все бурые карлики имеют радиусы, близкие к радиусу Юпитера.
По современным представлениям, звезды и планеты формируются разными путями. Звезды образуются при гравитационном коллапсе и фрагментации массивных молекулярных облаков холодного межзвездного газа. Планеты образуются из протопланетных дисков, которые формируются вокруг молодых звезд. Бурые карлики и здесь оправдывают свое определение несостоявшихся звезд: считается, что они возникают при фрагментации молекулярных облаков, как звезды, но просто не успевают набрать минимально необходимую массу для включения термоядерной реакции горения водорода.
Теоретически существование бурых карликов как предельного случая эволюции маломассивных звезд было предположено еще в в 1963 году и тогда же была получена довольно точная оценка минимальной массы звезды для поддержания термоядерной реакции горения водорода (предел Кумара). Но реальное существование этого экзотического класса астрономических объектов довольно долго было предметом споров. Бурые карлики имеют низкую светимость и к тому же большая часть их энергии излучается в инфракрасном диапазоне. Это трудные объекты для классической наземной наблюдательной астрономии. При отсутствии достоверной наблюдательной информации одно время бурые карлики даже рассматривали как кандидаты на роль темной материи. Лёд тронулся в конце 1995 года, когда в астрономических журналах появились независимые публикации о четырех надежно определенных объектах. Первым успешно прошедшим проверку кандидатом считают Глизе 229 B – спутник красного карлика Глизе 229 A. После первых удач открытия пошли потоком и на 2019 год список открытых бурых карликов превысил 11 тысяч объектов. Большую роль в открытии бурых карликов сыграли инфракрасные обзоры неба вроде 2MASS и в частности плодотворно поработал инфракрасный космический телескоп WISE.

Я бы не стал категорично заявлять, что все достаточно массивные объекты (скажем, свыше 13 масс Юпитера) в пределах 10 парсек от Солнца уже обнаружены и пересчитаны. Думаю, и астрономы-профи тоже вряд ли рискнут на такое заявление. Но в принципе уже понятно, что бурых карликов слишком мало для объяснения феномена темной материи. По современным оценкам, на один бурый карлик в Галактике приходится от 2 до 5 обычных звезд. Совокупная масса бурых карликов значительно уступает массе звездного вещества. Так что каких-либо революционных открытий в области космологии в результате изучения этого класса астрономических объектов не предвидится. Изучение бурых карликов, однако, может дать интересные результаты в других областях астрономии. И в частности, прояснить понимание процессов формирования звезд.
По существующим прдставлениям, коллапс холодных молекулярных облаков начинается при массе облака не менее 1000 солнечных. В ходе сжатия облако разваливается на фрагменты и в результате формируются протозвезды, дающие жизнь звездам с наблюдаемым распределением масс. Теоретически при сжатии холодного молекулярного облака могут сформироваться объекты с нижним пределом масс порядка 1...5 масс Юпитера, но реальный механизм формирования бурых карликов и маломассивных звезд не вполне понятен. Предложены как минимум четыре возможных механизма, объясняющих формирование маломассивных объектов, и ни один из них не противоречит наблюдательным данным. Есть даже гипотеза, утверждающая, что маломассивные бурые карлики могут формироваться в околозвездных дисках, как планеты, и затем выбрасываться из звездной системы. Если эта гипотеза окажется верной, граница между бурыми карликами и планетами-гигантами окажется размытой. Такие бурые карлики могут начать свой рост с твердого ядра, как планеты, и затем накопить достаточную массу для кратковременного включения термоядерной реакции горения дейтерия. Исследование таких пограничных сценариев независимо от результатов как минимум даст хороший повод переосмыслить нынешнее понимание механизмов формирования звезд и планет.
С бурыми карликами связан непонятный пока наблюдательный феномен, получивший название “пустыня бурых карликов”. Звезды в общем охотно образуют двойные и кратные системы. Бурые карлики тоже не чураются соседства – примерно 20% бурых карликов входят в состав двойных и кратных систем. Однако бурые карлики крайне редко находятся на расстоянии менее 5 а. е. и практически никогда не находятся ближе 3 а. е. от более массивной звезды системы. Похоже, какой-то фактор препятствует формированию устойчивой орбиты бурого карлика вблизи от нормальной звезды. Применительно к звездам и планетам этот фактор не действует. Известно большое количество экзопланет, расположенных экстремально близко к своим солнцам, а в тесных двойных системах звезды порой находятся настолько близко, что приливные силы вытягивают их в эллипсоиды и вещество внешней атмосферы перетекает с одной звезды на другую. Загадка пустыни бурых карликов может помочь прояснить механизмы формирования планетных систем и эволюции планетных орбит.
Думаю, можно уверенно предсказать, что в списке объектов наблюдательных программ телескопа Уэбба будут и бурые карлики. Телескоп, оптимизированный для наблюдений в ближнем инфракрасном диапазоне, прекрасно подходит для такой работы. Спектры атмосфер бурых карликов получить несравненно проще, чем спектры атмосфер экзопланет – слабый сигнал не будет забит интенсивной фоновой засветкой звезды. Систематическое изучение атмосфер бурых карликов определенно может дать начало новому разделу астрохимии, и в этой области можно ожидать интересных открытий.
И кстати об экзопланетах. Бурный поток открытий дает основания утверждать, что планетные системы – не прихоть случая, а распространенный феномен. Можно предположить, что чуть ли не каждая одиночная звезда начиная с поздних подклассов спектрального класса F и далее в сторону спектральных классов G, K, M (желтые, оранжевые и красные карлики) в процессе формирования обзаводится своей планетной системой и это утверждение уже не выглядит излишне оптимистичным. А можно ли сказать то же самое о планетных системах бурых карликов?
О планетных системах бурых карликов на данный момент известно мало. Список бурых карликов, у которых обнаружены невидимые спутники, пока что очень короткий – в буквальном смысле единичные достоверно подтвержденные случаи. В англоязычной версии статьи в Википедии перечислены четыре таких системы. Выполненные на данный момент обзоры неба в инфракрасном диапазоне вроде 2MASS – это пока что каталог инфракрасных источников без их подробного изучения. Подавляющая часть открытых и подтвержденных экзопланет была обнаружена двумя методами – методом транзита (падение блеска звезды при прохождении планеты по ее диску) или методом измерения лучевых скоростей (периодическое смещение спектральных линий звезды). Оба метода используют анализ света звезды в видимом диапазоне. Для обнаружения планет у бурых карликов нужны инструменты, оптимизованные для работы в инфракрасном диапазоне. Дорогостоящий телескоп Уэбба для обзора неба непригоден. Для этой цели нужны космические обсерватории со сравнительно небольшой апертурой, но большим полем зрения. Прогресс в этой области зависит не столько от технических возможностей инфракрасной астрономии, сколько от финансирования. И есть веский аргумент против финансирования наблюдательной программы поиска экзопланет конкретно у бурых карликов. Телескоп Кеплер регистрировал сигналы примерно от полумиллиона звезд, в этом массиве данных обнаружили примерно 2500 достоверных экзопланет и примерно столько же потенциальных кандидатов. То есть примерно одна подтвержденная экзопланета и один неподтвержденный кандидат на 200 обследованных систем. Это и не удивительно с учетом того, что обнаружение экзопланет методом транзита требует удачной геометрии наблюдения, когда орбита экзопланеты проецируется на диск звезды. Применительно к известной на данный момент популяции из 11 тысяч бурых карликов можно ожидать обнаружения от полусотни до сотни экзопланет. Такая наблюдательная программа имеет шанс на реализацию лишь как часть более обширной программы систематического обзора объектов с переменным блеском в инфракрасном диапазоне.

Дальше, честно говоря, я планировал поразмышлять, на что могут быть похожи планетные системы бурых карликов, и обрисовать перспективы их жизнеобитаемости. Но понял, что этот материал стоит выделить в отдельную тему. Так что в следующем сообщении продолжу разговор об объектах, которые еще ждут подробного изучения.


  Бродячие планеты
Не в сети
---Elite---
Аватар пользователя

Зарегистрирован: 15.05.11
Сообщений: 1531
Бродячие планеты

Этот экзотический класс астрономических объектов настолько мало изучен, что даже не имеет устоявшегося названия. В русской Википедии ищите страницу Планета-сирота, и там же в первом абзаце найдете перечисление еще восьми альтернативных названий. В англоязычном астрономическом сообществе пребладает термин rogue planet, но опять же английская страница Вики приводит восемь альтернативных названий. Разнобой в терминологии отражает растерянность астрономов, которые попросту не могут определиться, куда этот новый класс астрономических объектов определить в существующей классификации. После эмоциональных дебатов о статусе Плутона в 2006 году Международный Астрономический союз утвердил официальное определение планеты. Уже приводил, но напоминаю.
"Классическая" планета удовлетворяет трем условиям

1. Обращается вокруг солнца, а не вокруг другой планеты
2. Имеет достаточную массу для достижения гидростатического равновесия (но недостаточную для зажигания термоядерной реакции в недрах)
3. Доминирует в зоне своей орбиты, расчищая окрестности от мусора

Бродячие планеты не связаны гравитационно со звездами или бурыми карликами, а свободно дрейфуют в межзвездном пространстве. Есть основания предполагать, что эта группа объектов может оказаться неоднородной по своему происхождению.
Какая-то часть бродячих планет могла сформироваться из протопланетных дисков и затем быть выброшенной из родительских планетных систем. Катастрофическое событие вроде взрыва Сверхновой для такого сценария необязательно. Нечто подобное могло произойти в истории нашей Солнечной системы, в которой изначально могло быть пять планет-гигантов. В ходе эволюции планетных орбит Юпитер переместился ближе к Солнцу, а пятая планета – ледяной гигант под воздействием возмущений со стороны Юпитера была выброшена из Солнечной системы и пополнила популяцию бродячих планет. Эта модель не имеет прямых доказательств, но неплохо объясняет нынешнюю конфигурацию Солнечной системы.
Самые массивные бродячие планеты (с массами порядка нескольких масс Юпитера) могли сформироваться при коллапсе и фрагментации массивного молекулярного облака, как и обычные звезды и бурые карлики. Но поскольку масса таких объектов недостаточна для зажигания даже кратковременной реакции горения дейтерия, полноправными бурыми карликами их считать нельзя и для них зарезервировано название “бурые субкарлики” (sub-brown dwarfs). Таким образом, существовавшая некогда четкая граница раздела между звездами и планетами может оказаться размытой.
Ладно, оставим в покое терминологию. Насколько распространен этот новый класс объектов в наблюдаемой части космоса?
Список бродячих планет на англоязычной странице Вики по состоянию на 14 августа 2022 года включал 28 объектов, из которых часть при более детальном изучении может оказаться холодными маломассивными бурыми карликами. Большая часть объектов в списке укладывается в диапазон масс от 1.5 до 13 масс Юпитера (то есть до нижнего теоретического предела массы бурого карлика) и, вполне ожидаемо, была открыта в рамках программ обзора неба в инфракрасном диапазоне вроде 2MASS или WISE. Но есть и несколько объектов, открытых методом гравитационного микролинзирования – метод основан на том, что невидимое тело, проходя по диску далекой звезды, фокусирует ее свет своим гравитационным полем, что приводит к наблюдаемому кратковременному увеличению блеска звезды. Один из таких обнаруженных в сентябре 2020 объектов по оценкам имеет массу в диапазоне 0.001...0.006 масс Юпитера, то есть от 0.32 до 1.9 масс Земли. Это каменистая планета земной группы, а не газовый гигант.
Метод гравитационного микролинзирования имеет принципиальный недостаток – события, которые он регистрирует, принципиально однократные, а для получения надежных данных нужна серия наблюдений. Так что возможности метода для детального изучения обнаруженных бродячих планет ограничены. Но для набора статистического материала с целью оценки распространенности бродячих планет в Галактике метод может оказаться весьма полезным. И кое-какие предварительные результаты уже есть. В ходе польско-американского проекта OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) были проведены сеансы измерения блеска 50 миллионов звезд Млечного пути, в ходе которых по состоянию на 2011 год были зафиксированы 474 случая микролинзирования. В десяти случаях события можно было интерпретировать как прохождение по диску звезды бродячей планеты с массой порядка массы Юпитера. Экстраполируя эти наблюдательные данные на общую популяцию звезд Млечного пути, авторы работы сделали оценку, что на одну звезду главной последовательности приходится две бродячих планеты размером с Юпитер. К 2017 году объем наблюдательного материала вырос в шесть раз по сравнению с 2011 годом и на данный момент преобладает осторожная оценка: верхний предел – примерно одна бродячая планета размером с Юпитер на четыре звезды Млечного пути. И все равно применительно ко Млечному пути с его населением порядка сотни миллиардов звезд это десятки миллиардов бродячих планет – газовых гигантов и возможно, сотни миллиардов бродячих планет земной группы.
Ну и вишенка на торте. В декабре 2021 года астрономы Европейской Южной Обсерватории объявили об открытии как минимум 70 бродячих планет в OB-ассоциации в созвездиях Скорпиона и Змееносца. В этой области неба волна звездообразования завершилась несколько миллионов лет назад и рожденные при коллапсе молекулярного облака объекты с массами в несколько масс Юпитера еще сохранили достаточно высокую температуру, чтобы телескопы фиксировали их излучение. Точное количество открытых бродячих планет в OB-ассоциации зависит от возраста молодого звездного скопления, который оценивают в интервале от 3 до 10 миллионов лет. 70 бродячих планет – это консервативная оценка, основанная на возрасте скопления 10 миллионов лет. В этом случае часть объектов под вопросом имеет массу свыше 13 масс Юпитера и попадает в категорию маломассивных бурых карликов. Если же взять минимальную оценку возраста скопления 3 миллиона лет, количество обнаруженных бродячих планет возрастет до 170.

А теперь пофантазируем о перспективах.
Упомянутое открытие десятков бродячих планет в созвездиях Скорпиона и Змееносца – результат анализа архивов 20 лет наблюдений на трех наземных телескопах Европейской Южной Обсерватории. Светосильный телескоп Уэбба, который уже продемонстрировал способность давать изображения с рекордно высоким разрешением в ближнем инфракрасном диапазоне – прекрасный инструмент для детального исследования таких участков неба. Можно лишь гадать, сколько интересного обнаружит Уэбб с его способностью видеть сквозь завесу космической пыли в областях активного звездообразования. Сейчас мы можем лишь предполагать, что происходит в сердцевинах плотных молекулярных облаков, и проверять свои догадки, изучая звездное население молодых звездных скоплений. Изучение звездного населения постфактум дает искаженную картину мира – при таком подходе тела малых масс, в которых термоядерные реакции не зажигаются, выпадают из поля зрения. Телескоп Уэбба, будем надеяться, позволит непосредственно наблюдать рождение не только звезд, но и бурых карликов и субкарликов в диапазоне масс от порядка массы Солнца да предсказанной теоретиками минимальной массы порядка 1...3 масс Юпитера. Телескоп Уэбба, я думаю, продвинет и детальное изучение уже открытых бродячих планет. Спектр бродячей планеты в инфракрасном диапазоне технически получить проще, чем спектр экзопланеты в звездной системе, так как сигнал не забивается ярким светом звезды. Так что в обозримом будущем можно ожидать, что сравнительная химия планетных атмосфер выйдет на качественно новый уровень, не ограниченный изучением планет Солнечной системы. Результаты в этом плане уже есть.
Телескоп Уэбба часто называют преемником телескопа Хаббла. Это не совсем так. Главный рабочий инструмент КТХ – камера широкого поля WFC3 – спроектирована для эффективной работы в видимом диапазоне с частичным захватом ближнего инфракрасного и ближнего ультрафиолетового диапазонов. Матрицы камеры наиболее эффективны в диапазоне 380...780 нм, но могут регистрировать свет в диапазоне от 200 до 1000 нм. Детектор ближнего инфракрасного диапазона камеры используется как дополнительный режим наблюдений и обеспечивает регистрацию света в диапазоне от 800 до 1700 нм. В отличие от КТХ телескоп Уэбба изначально был спроектирован с уклоном в инфракрасный диапазон. Максимальное разрешение камеры ближнего инфракрасного диапазона NIRCam достигается в ближнем инфракрасном диапазоне 0.6...2.3 мкм (600...2300 нм), но камера дополнительно использует режим с более низким разрешением, но более глубоким спектральным захватом от 2.4 до 5.0 мкм. Камера среднего инфракрасного диапазона MIRI способна регистрировать инфракрасное излучение в диапазоне от 5 до 27 нм.
Если уж говорить о преемнике КТХ, то это планируемый к запуску в 2026 или 2027 году Roman Space Telescope, ранее известный под рабочим названием Wide Field Infrared Survey Telescope. Подробный рассказ об этом перспективном инструменте заслуживает отдельной темы, а сейчас по сути. Телескоп Роман будет иметь главное зеркало с апертурой 2.4 м, в точности как у телескопа Хаббла, но его главный рабочий инструмент – 300-мегапиксельная камера WFI – будет иметь поле зрения 0.28 квадратного градуса (в 134 раза больше, чем у камеры широкого поля WFC3 телескопа Хаббла!) и рабочий спектральный диапазон от 0.48 до 2.30 мкм (480...2300 мкм). По разрешающей способности телескоп Роман будет существенно уступать телескопам Хаббла и Уэбба (110, 40 и 30 миллисекунд дуги на пиксел), но большое поле зрения сделает телескоп Роман отличным инструментом для одновременного наблюдения множества объектов. Основные объявленные научные задачи телескопа Роман – исследование темной энергии и поиск экзопланет методом микролинзирования. Следует ожидать, что телескоп Роман попутно пополнит наблюдательную статистику бродячих планет и даст возможность понять эти пока экзотические объекты на новом уровне.
Бродячие планеты, конечно, интересны хотя бы потому, что они существуют. Но как оно сплошь и рядом бывает, бродячие планеты – это кусок мозаики в единой картине мира.

Современная общепринятая теория формирования планет из протопланетного диска известна на языке специалистов как солнечная небулярно-дисковая модель (в англоязычной литературе Solar Nebular Disc Model – SNDM). Основу модели разработал советский астроном Виктор Сафронов. Его монография “Эволюция допланетного облака и формирование Земли и планет”, опубликованная в 1969 году на русском языке и в 1972 году в переводе на английский, получила на Западе признание, а модель была развита в дальнейших западных работах. Во время написания работы Сафронова Солнечная система была уникальным объектом и модель была разработана для объяснения происхождения конкретно Солнечной системы, но с тех пор ситуация качественно изменилась. Количество известных экзопланет по состоянию на 1 августа 2022 года достигло 5125 и к тому же имеются многочисленные наблюдения массивных газово-пылевых дисков вокруг молодых звезд типа T Тельца. Телескоп Уэбба, кстати, с его способностью видеть сквозь газопылевые облака, непрозрачные в видимом диапазоне, может дать очень интересные наблюдательные данные о процессах рождения звезд и их планетных систем. Так что в целом астрономы согласны, что небулярно-дисковая модель формирования планет работает, но спор идет о конкретных механизмах.
Планеты земной группы, с преобладанием металлов и силикатных пород, формируются во внутренней части протопланетного диска, где интенсивный прогрев диска лучами молодого солнца препятствует конденсации летучих веществ во льды. Считается, что процесс формирования планет идет в несколько стадий. Пылевые гранулы микронных размеров за время порядка нескольких тысяч лет слипаются в комки размером порядка сантиметра, а те в свою очередь образуют планетезимали с размерами порядка километра. На этой стадии гравитация планетезималей уже определяет скорость их роста и начинается самоускоряющаяся аккреция – темп захвата массы из пылевого диска растет пропорционально четвертой степени массы, то есть самые массивные тела растут опережающими темпами, отбирая питательный материал у менее массивных. За время порядка 10...100 тысяч лет пленетезимали вырастают до размеров порядка 1000 километров. К этому времени даже самые массивные растущие протопланеты начинают испытывать дефицит питательного материала в прореженном пылевом диске и темп роста протопланет замедляется. За несколько сот тысяч лет в молодой солнечной системе формируется примерно сотня зародышей планет с массами в диапазоне от Луны до Марса, которые в дальнейшем возмущают орбиты друг друга, сталкиваются и окончательно формируют несколько планет земной группы. Расчеты и симуляции показывают, что эта финальная стадия сборки солнечной системы длится от 10 до 100 миллионов лет и приводит к формированию от 2 до 5 планет на стабильных орбитах. Примерно столько же планет при этом выбрасывается из солнечной системы гравитационными возмущениями.
Формирование газовых гигантов – одно из спорных мест небулярно-дисковой модели. Классический сценарий описывает процесс формирования газовых гигантов по аналогии с формированием планет земной группы, но с важным отличием. Газовые гиганты формируются в холодной внешней части протопланетного диска, где летучие вещества конденсируются во льды. Высокое содержание льда не только облегчает начальное смерзание микроскопических гранул пыли в крупные хлопья, но и в несколько раз увеличивает массу растущих планетезималей, поэтому рост зародышей планет во внешней части протопланетного диска происходит быстрее. С другой стороны, большие расстояния между растущими зародышами планет во внешней части протопланетного диска снижают вероятность их столкновенния. Расчеты в свое время показали, что при минимальной массе протопланетного диска, достаточной для формирования планет земной группы, и при отсутствии столкновений между зародышами планет во внешней части диска они достигают 1...2 массы Земли на расстоянии 5 а. е. от Солнца (радиус орбиты Юпитера) за время порядка 10 миллионов лет. К этому времени газовая компонента практически полностью рассеивается из протопланетного диска (характерное время жизни газового диска вокруг молодой звезды оценивают в несколько миллионов лет) и зародышу планеты попросту неоткуда брать материал для превращения в газовый гигант.
Кризис планет-гигантов в принципе удалось преодолеть комбинацией нескольких идей. Протопланетный диск может иметь большую массу и плотность, чем минимально необходимо для формирования планет земной группы. Зародыши планет могут мигрировать, перемещаясь из истощенных областей протопланетного диска в более богатые строительным материалом зоны. И наконец, в холодной внешней области протопланетного диска гравитации протопланеты с массой в 1...2 массы Земли уже достаточно, чтобы захватить и удержать плотную протяженную атмосферу даже из водорода. Наличие такой атмосферы увеличивает эффективное сечение протопланеты и темп набора ее массы. Такие тонкие настройки параметров модели позволили объяснить возникновение в Солнечной системе газовых гигантов Юпитера и Сатурна, но не решили загадку ледяных гигантов Урана и Нептуна, которые при формировании на нынешнем месте оказались бы на разреженной окраине протопланетного диска и попросту не успели бы набрать наблюдаемую массу. Одно из возможных решений парадокса ледяных гигантов – их формирование ближе к Солнцу, где протопланетный диск был плотнее, с последующей миграцией на нынешние орбиты.
Критический этап в формировании планеты-гитанта наступает при достижении протопланетой примерно 5...10 масс Земли. С этого момента сформированное ядро планеты-гиганта начинает засасывать газ из протопланетного диска. Поначалу процесс ядерной аккреции идет медленно - за пару-тройку миллионов лет растущая планета-гигант достигает примерно 30 масс Земли. Но по мере роста массы эффективность захвата и удержания газа возрастает и недостающий 90% остаток массы прото-Юпитер набирает примерно за 10 тысяч лет. С этой точки зрения ледяные гиганты Уран и Нептун – неудавшиеся ядра (failed cores), которые начали захватывать газ слишком поздно, когда газовый диск уже начал рассеиваться.
Альтернативный сценарий формирования газовых гигантов – коллапс локальных уплотнений массивного газового диска, минуя стадию ядра-затравки. Модель дисковой нестабильности предсказывает очень быстрое формирование планеты-гиганта за время порядка 1000 лет. Сценарий дисковой нестабильности требует большой массы протопланетного диска, порядка 0.3 массы Солнца, в то время как типичные массы наблюдаемых газопылевых дисков вокруг молодых звезд оценивают в диапазоне 0.01...0.03 солнечных масс. И к тому же типичный результат симуляции дисковой нестабильности – формирование системы с единственным массивным газовым гигантом или даже двойной системы из обычной звезды и маломассивного бурого карлика. Так что применительно к формированию типичных планетных систем сценарий дисковой нестабильности выглядит скорее как исключение, но эта модель может пригодиться для объяснения формирования самых массивных газовых гигантов и маломассивных бурых карликов.

Какое отношение может иметь это длинное отступление к бродячим планетам? А вот какое.
Несмотря на нынешнее обилие наблюдательного материала в каталоге экзопланет, перекос в сторону планет-гигантов сохраняется. Оно и понятно, большие массивные планеты технически проще обнаруживать. Но только ли в этом дело? Действительно ли формирование планет земной группы в нашей Галактике – вполне обычное дело или это скорее примечательное своей редкостью событие? Составление каталога бродячих планет не даст прямого ответа на этот вопрос, но даст дополнительные аргументы одной из точек зрения. Если обнаружится, что на одну бродячую планету размером с Юпитер приходится несколько планет размером с Землю или Марс, этот даст дополнительный сильный аргумент в пользу того, что формирование планет “снизу вверх” путем роста планетезималей – вполне типичный сценарий. Если же обнаружится, что бродячие планеты размером с Землю – крайне редкое исключение на фоне газовых гигантов и бурых субкарликов, придется признать, что системы вроде нашей Солнечной или TRAPPIST-1 – тоже скорее исключение и нынешнюю оптимистическую оценку “возможно, около триллиона планет в нашей Галактике” придется пересмотреть на трезвую голову в сторону умеренного скептицизма.


Новая тема  Ответить  
Показать сообщения за:  Сортировать по:  









Список форумов / На другие темы

cron