Планетаны океанические планеты



страница1/6
Дата31.07.2017
Размер2,57 Mb.
  1   2   3   4   5   6
    Навигация по данной странице:
  • КОРОТ
УДК 523.4

ПЛАНЕТАНЫ - ОКЕАНИЧЕСКИЕ ПЛАНЕТЫ

© 2012 г. Л. В. Ксанфомалити

Институт космических исследований РАН, Москва

Поступила в редакцию .08.2012 г.

Совершенствование принципов, систем и инструментов позволяет обнаружить экзопланеты с массами 6-8 масс Земли и менее. Вывод на исследовательские орбиты спутников Земли специализированных аппаратов, как COROT (2006 г.) и Kepler (2009 г.), позволил обнаружить новые экзопланетные системы. В этих миссиях ведется поиск и наблюдаются прохождения по диску звезды (транзиты) сравнительно маломассивных планет. Одновременно продолжаются поддерживающие исследования экзопланет с помощью наземных средств (измерения кеплеровских составляющих радиальных скоростей). Свойства по крайней мере двух объектов, КЕПЛЕР-22 и GJ 1214b, найденных разными методами, позволяли предположить, что среди известных типов внесолнечных планет существует ещё одна категория небесных тел и что по своему строению КЕПЛЕР-22 и GJ 1214b могут относиться к планетанам (океаническим планетам). В статье рассматривается, насколько обосновано подобное заключение. Более реалистично рассматривать в качестве планетана экзопланету Gl 581g. Приводятся некоторые особенности физики этих необычных планет.

1. ВВЕДЕНИЕ

Полное число открытых с 1995 г. экзопланет постепенно приближается к 1000. Исследование внесолнечных планет относится к наиболее сложным фундаментальным проблемам наблюдательной астрономии и теоретической астрофизики последних лет. Начиная с открытия в 1995 г. первой экзопланеты 51 Peg b, в научной литературе появилось большое число публикаций на эту тему, а число открытых экзопланет в 2012 г. достигло 700. Почти во всех случаях исследователи используют один из двух методов: крайне сложный метод лучевых скоростей (МЛС), когда с точностью до синуса угла i, определяемого положением наблюдателя, находится масса экзопланеты, или ТРАНЗИТЫ - точные фотометрические наблюдения прохождения планеты по диску звезды, когда по ослаблению потока в единицы или доли промилле достаточно уверенно находится размер планеты, а в комбинации с МЛС – точное значение массы планеты, т.к. в этом случае i ≈ π/2. Насколько сложны такие измерения, показывает модель выполняемых удаленным зрителем наблюдений транзитов Земли, для которых ослабление потока солнечного излучения составляет 0.0836 промилле при полной длительности явления 13 час. Благодаря совершенствованию методов и техники астрономических поисков внесолнечных планет, в сообщениях о новых открытиях появились маломассивные планеты. Первые найденные экзопланеты по методическим причинам поиска должны были обладать огромной массой, в сотни раз больше массы Земли. Но уже к 2005 г. в списке появились планеты с массами около 25 масс Земли, близкими к массе Нептуна. В 2008-10 гг. традиционным методом лучевых скоростей удалось найти тела с массой менее 10-ти (и даже менее 5-ти) земных масс. Для этого понадобились некоторые специальные приемы, например, отбор маломассивных звезд, у которых кеплеровские эффекты, вызываемые небольшими экзопланетами, оказываются наиболее заметными. Но как бы там ни было, «легкие» экзопланеты обнаружены, и, по мере совершенствования методов исследования они станут, возможно, самым распространенным типом планетных тел. Они получили рабочее название «суперЗемли».

Следует напомнить, что в Галактике насчитывается, вероятно, около 8 миллиардов одних только «горячих юпитеров». Типы «горячих экзопланет» с малым эксцентриситетом низких орбит включают:

*очень горячие юпитеры (массы от 0.2 до 13 масс Юпитера, период от 10 час до суток);

*горячие юпитеры (массы от 0.2 до 13 масс Юпитера, период от 2-3 до 25 суток);

*горячие нептуны (и еще неоткрытые очень горячие нептуны). Массы от 0.02-0.05 до 0.2 масс Юпитера, что то же от 6-15 до 60 масс Земли, период от 10 час до 25 суток);

*экзопланеты типа «горячая земля», с массой от менее земной, до 5-6 масс Земли, на низких орбитах.

*новая категория: планетаны (планеты-океаны, массы от менее земной, до 5-6 масс Земли, на умеренно низких орбитах).

Наряду с «горячими экзопланетами», около 65-75% экзопланет составляют массивные тела на высоких орбитах, с большими эксцентриситетами. Но значительную часть всех экзопланет могут составлять маломассивные планеты на высоких орбитах. Поиск экзопланет, по массе подобных Земле и на ее орбитальном расстоянии, наземными средствами с помощью метода лучевых скоростей методически крайне сложен и трудно выполним. Но именно такие планеты вызывают наибольший интерес, прежде всего в отношении поиска жизни на других мирах.



2. МИССИИ КОРОТ И КЕПЛЕР: ПОИСК ЭКЗОПЛАНЕТ, ПОДОБНЫХ ЗЕМЛЕ

Два специализированных исследовательских аппарата на околоземной орбите позволили получить много новых данных. Это аппарат КОРОТ, запущенный в 2006 г. и аппарат КЕПЛЕР, запущенный в марте 2009 г. Оба предназначены для поиска экзопланет малой массы, причем сообщалось, что за 3.5 года КЕПЛЕР исследует до 160 000 звезд. Аппарат КОРОТ в 2007-08 гг. исследовал два участка неба по 4 кв. градуса, в направлениях центра и антицентра Галактики. Было обнаружено много объектов, орбита которых расположена настолько удачно, что для земного наблюдателя планета в своем движении проходит по диску звезды (транзиты). Большинство найденных в проекте КЕПЛЕР экзопланет находится на низких орбитах. Примером могут быть 6 планет системы КЕПЛЕР-11 (обнаружена в 2011 г.), 5 из которых вписываются в орбиту Меркурия, а 6-ая в орбиту Венеры (рис. 1). Родительская звезда КЕПЛЕР-11 - солнечного типа, старше Солнца. Транзиты наблюдаются по меньшей мере у трех планет, система необычно «плоская». Свойства планеты КЕПЛЕР-11b наиболее интересны (Lissauer et. al., 2011; Schneider, 2011). Радиус планеты, найденный по данным транзитов, 1.97 ± 0.19 земного. Ее масса оценена в 4.3 масс Земли, но с большой неопределенностью, от 2.3 до 6.5, т.к. масса недостаточна, чтобы уверенно использовать МЛС, поэтому она рассчитана по незначительным отклонениям моментов транзита, вызываемых взаимным влиянием остальных планет, главным образом планетой 11c, находящейся в резонансе с 11b. Средняя плотность 11b почти вдвое меньше земной, 3.1 г/см3, но также с неопределенностью от 1.6 до 5.2 г/см3. Орбита планеты низкая, с большой полуосью орбиты 0.091 а.е. и орбитальным периодом 10.3 сут. Расчетное значение равновесной температуры тела на орбите КЕПЛЕР-11b составляет 900 К, но точность оценки температуры планеты зависит от ее альбедо, которое неизвестно.

Рис. 1. Экзопланетная система КЕПЛЕР-11 с расположением шести планет на низких орбитах. (Из работы Endl, 2012).

Главная объявленная задача миссии КЕПЛЕР была сформулирована следующим образом: Найти встречаемость планет типа Земли в «зонах обитания» солнцеподобных звезд. Результаты миссий КОРОТ и КЕПЛЕР постепенно уточнялись, что было связано с некоторыми ограничениями обоих методов, названных выше. Первой обнаруженной планетой малой массы с транзитами была экзопланета CoRoT-7b. Транзиты позволили достаточно точно определить ее свойства. Как и у большинства других открытых экзопланет, родительская звезда принадлежит главной последовательности; это оранжевая звезда класса K0V (более позднего, чем класс Солнца G2), с эффективной температурой 5275 К, отстоящая от Солнца на 150 пк. В системе этой звезды были обнаружены 2 планеты, CoRoT-7b и 7с. Обе находятся на очень низких орбитах, всего 0.0172 и 0.046 а.е. В отличие от Солнца, звезда обладает неспокойной фотосферой. Это обстоятельство ограничивает эффективность МЛС в поиске экзопланет (Ксанфомалити, 2004а, б). Благодаря усилиям нескольких европейских научных групп, работающих совместно, результаты наблюдений транзитов, полученных с борта КОРОТ, были объединены со спектральными наблюдениями на спектрографе HARPS, установленном на 3.5-метровом телескопе в обсерватории La Silla в Чили. Масса M CoRoT-7b всего в 4.8 раз, а радиус R в 1.7 раз больше массы и радиуса Земли, что дает среднюю плотность 5.6 г/см3, очень близкую к средней плотности Земли, 5.52 г/см3. Ускорение свободного падения

G M / R2 = 16 м/с2, (1)

всего на 63% больше земного. Но на этом сходство с Землей заканчивается: из-за низкой орбиты и высокой светимости родительской звезды температура поверхности планеты должна составлять примерно 2000 К, что исключает какие-либо надежды на присутствие биосферы. Орбитальный период CoRoT-7b менее суток, 20.4 час. Период второй экзопланеты, CoRoT-7c, 3.7 сут, масса около 8.4 масс Земли.

Размеры 2300 объектов миссии КЕПЛЕР, найденных на начало 2012 г., распределяются следующим образом: околоземные размеры: 207 объектов, «суперЗемли»: 680, «нептуны»: 1181, «юпитеры»: 203, объекты больше Юпитера: 27 (Endl, 2012).



3. ЭКЗОПЛАНЕТА КЕПЛЕР -22b

Объект -22b был обнаружен в 2009 г., а сообщение об открытии датировано 5.12.2011 (Borucki, 2011; Endl, 2012). Класс родительской звезды почти совпадает с солнечным, G5V. Масса 0.97 солнечной, радиус 0.98. Светимость звезды на 25% меньше солнечной, температура 5518 К. Объект далекий, 190 пк.

Рис. 2. Транзиты экзопланеты КЕПЛЕР -22b. Верхний массив точек – фотометрические данные вне транзита, нижний – наложение данных за несколько транзитов. Цена деления по шкале яркости 0.0001, по шкале времени – 1 час. (Endl, 2012).



Экзопланета КЕПЛЕР -22b выделяется прежде всего тем, что находится на орбите в «зоне обитаемости» (по земным критериям), большая полуось 0.85 а.е., орбитальный период 289.9 сут. Более низкая по сравнению с земной орбита вместе с более низкой светимостью звезды приводят к той же болометрической температуре, что и у Земли, примерно 260 К (действительная величина зависит от альбедо, которое неизвестно). Луч визирования для земного наблюдателя находится в плоскости орбиты (угол i ≈ 89.76°), транзиты центральные. Ослабление потока излучения звезды при транзите составляет 0.492 промилле, при полной длительности явления около 8 час (рис. 2). Радиус планеты найден по транзитам и составляет 2.4 радиуса Земли. Оценки массы экзопланеты КЕПЛЕР -22b весьма ненадежны. По уровню 3σ масса была определена как < 124 масс Земли (Mз); далее по уровню 1σ приводилось значение < 0.11 масс Юпитера (36 масс Земли). Указывалась также масса Нептуна (17 Mз) как возможное значение для КЕПЛЕР -22b. В комментариях (Kepler-22b - Wikipedia, the free encyclopedia) отмечается, что если бы структура объекта КЕПЛЕР -22b была подобна земной (и масса была 40 Mз), ускорение свободного падения у поверхности составило бы 7g (земных). Такое ускорение выглядит неправдоподобно и у известных объектов не встречается. Ускорение свободного падения у поверхности облачного слоя Нептуна 1.11g и даже у Юпитера всего 2.54g,

Предполагается, что экзопланета КЕПЛЕР -22b может быть планетаном (планетой с глобальным глубоким океаном, составляющим до половины всей ее массы и с небольшим силикатным ядром). Структура такого тела зависит от его массы. Вероятно, глобальный водный океан, в земном смысле, возможен при массах менее 6-9 масс Земли. Если масса превышает примерно 10-15 Mз, структура тела будет подобна структуре Нептуна, который представляет собой «ледяной гигант» и, в меньшей степени, планету-океан. «Льдами» в этом смысле называют летучие вещества, для Нептуна – это прежде всего вода, метан и аммиак, которые в определенных физических условиях обращаются в льды. Льды, главным образом, вода, составляют более ½ массы Нептуна (отсюда название «планета-океан). По достаточно надежным оценкам, на воду у Нептуна приходится до 10.7 Mз. Из полной массы 17.2 Mз, на скальные (силикатные) породы приходится 4.2 Mз и лишь 2.2 Mз на водородно-гелиевую (H2-He) атмосферу. Представления о внутреннем строении Нептуна опираются на теорию фигур газо-жидких тел. Расчетные модели основаны на том, что вращение изменяет структуру газо-жидкого тела и приводит к отклонению гравитационного потенциала от сферически симметрического потенциала. Большинство расчетов основано на так называемой трехслойной модели: ядро из скальных (силикатных) пород, железа и никеля; средний (жидкий) слой, состоящий из смеси скальных, льда и ионизированных H/He; и газовая атмосфера – H2-He оболочка. К "скальным породам" обычно относят силикаты (Mg-Si и обогащенные кислородом O соединения). Льды среднего слоя – это смесь летучих, преимущественно воды, с небольшими количествами метана и аммиака. Внешняя газовая оболочка состоит из нейтрального гелия и молекулярного водорода H2 и включает небольшие количества других элементов. В других трехслойных моделях предполагается состав из 25% скальных, 60-70% льдов и 5-15% газообразных H2/He. Масса самого ядра оценивается в 1.2 Mз, температура в центре может достигать 5400К, а давление 7 Мбар и более. Таким образом, вопрос о том, какая модель справедлива для КЕПЛЕРа -22b и относится ли он к планетанам, зависит от уточнения его реальной массы, что иллюстрирует рис. 3.

Для меньших масс, структура тела может быть менее сложной, как это показано в следующих разделах, посвященных экзопланетам GL 581g и GJ 1214b.

Рис. 3. Положение объекта КЕПЛЕР -22b на диаграмме <Масса-Радиус> при разных предположениях о составе планеты. (Из работы Endl, 2012).

Как можно видеть, неопределенность в оценке массы позволяет даже отнести КЕПЛЕР -22b к «теплым нептунам». Диаграмма <Масса-Радиус> охватывает массы от земной до массы Нептуна и состав, от земного, до модели «80% массы - скальные породы, плюс 20% водородно-гелиевая атмосфера». Состав Земли -- это 67.5% Si в мантии и 32.5% Fe в ядре планеты. Горизонтальная полоса на рис. 3 соответствует размерам объекта КЕПЛЕР -22b, пунктир – вода, 100% по массе. Последнее справедливо, если масса объекта около 6 масс Земли. Масса 17 Mз – это около 60% скальных пород и 40% воды. Отнести КЕПЛЕР -22b к планетанам, на основании только имеющихся экспериментальных данных, пока невозможно.

4. ОКЕАНЫ ПЛАНЕТАНОВ

По массе планетаны должны располагаться между скальными планетами типа Земли и газо-жидкими ледяными гигантами, в том числе, планетами типа «нептун» или «горячий нептун». При определенных заданных условиях физические свойства планетанов могут быть предсказаны теоретически. Например, исходя из массовых и термодинамических характеристик планеты, можно предсказать глубину океана, ограничиваемую его адиабатическим градиентом, а на основе сравнения экспериментальных данных с теоретическими исследованиями можно построить модель внешних сфер планетанов.

Существенные характеристики планетанов должны быть следущими. Их массы должны составлять менее 6-9 Mз (масс Земли). Удержание массивной водородно-гелиевой атмосферы при таких массах невозможно, особенно для планет с орбитальным расстоянием в пределах «зоны обитаемости» (Ksanfomality, 2002). Радикальное их отличие от «нептунов» заключается именно в неспособности удержать H2-He атмосферу. Условия формирования таких тел рассматривались в работах (Leger et al., 2003; 2004, Selsis et al., 2007; Kuchner, 2003). Состав их подобен усредненному составу комет (силикаты и вода, примерно в равных соотношениях и небольшое количество NH3 и CO2), что предполагает их образование за пределами линии льдов/снега с последующей миграцией (вероятно, миграцией 1-го типа, Papaloizou et al., 2006). В этом их существенное отличие от планет группы Земли, возникших путем захвата планетезималей и не подвергшихся значительной миграции. Для последних, отношение масс вода/силикаты несравненно ниже, порядка 5·10-4. Планетаны должны обладать сравнительно массивным силикатным ядром, протяженной ледяной мантией и глубоким океаном. Ядра планетанов дифференцированы и могут включать металлические фракции.

Эндогенный тепловой поток, генерируемый распадом радиоактивных элементов в ядре планетанов и остаточным теплом, возникшим при акреции планет, определяет, вместе с другими характеристиками, глубину океана. Структура планетанов в значительной мере определяется фазовыми переходами воды, возникающими при высоких давлениях (и температурах). Мало известно, что существует 10 изомеров состояния воды (Fei et al., 1993). Что касается глубины океана, для планетана она может быть найдена из следующих соображений (Leger et al., 2004). Зависимость максимального перепада температуры ΔT от глубины ограничивается адиабатическим градиентом,


dT / dp = αT / (ρ сp), (2)
где p - давление на глубине z, отсчитываемой от поверхности (с температурой Ts), ρ - плотность среды (воды), cp – её теплоёмкость, α - коэффициент теплового расширения. Перепад температур может быть намного меньше адиабатического градиента, но не может его превышать, так как возникающая в среде конвекция резко увеличивает вынос тепла от источника. Leger et al. (2004) рассматривали условия для интервала давлений до 1-2 ГПа (α = 3 10-4 K-1, ρ =1 г см-3, cp = 4 Дж K-1г-1). При Ts ≈ 7º C глубина океана из чистой воды, ограниченная адиабатическим градиентом, составляет около 72 км, при температуре на дне около 35ºC и давлении 1.1 ГПа. С ростом Ts до 30ºC глубина океана возрастает до 133 км, а при Ts = 0ºC уменьшается до 60 км. Более мелкий океан соответствует меньшему перепаду температур. Точное решение зависит от ряда параметров, например от зависимости T(z), потока эндогенного тепла, солености океана и других особенностей планеты. Дно океана достигается при давлении, соответствующем переходу воды в фазу льда. (Подробнее см.: Leger et al., 2004; Selsis et al., 2007). Реальная ситуация может быть достаточно сложной. В качестве примера Leger et al. (2004) напоминают, что у Земли температура дна океана ниже, чем Ts.
5. АТМОСФЕРЫ ПЛАНЕТАНОВ

Атмосфера планетана, находящегося в «обитаемой зоне», должна состоять, в основном из водяного пара с высоким давлением. В условиях теплового баланса, энергия коротковолновой радиации звезды, поглощенная планетаном, излучается в космос в тепловом инфракрасном диапазоне. Подобно Земле, среда, от которой исходит тепловое излучение такого планетана, это аэрозольная среда – конденсационные облака водной природы и молекулярные полосы паров воды, углекислого газа и других составляющих атмосферы. Конденсация облаков происходит при температуре, близкой к 0°С, которая лишь немного выше температуры теплового излучения Земли (254 К). Для аэрозольной среды водной природы болометрическая температура излучения не может быть существенно более высокой или низкой. Но можно представить себе более сложные случаи, когда аэрозольная среда, от которой исходит тепловое излучение, имеет другую природу, допускающую более высокие температуры, а водяной пар излучает в своих многочисленных молекулярных полосах. Тогда пар, присутствующий в экзосфере, должен был бы подвергаться интенсивной фотодиссоциации ультрафиолетовой радиацией звезды (Ксанфомалити, 2007). Но в системах звезд поздних спектральных классов, подобных Gl 581, этот процесс незначителен, так как ультрафиолетовый компонент радиации практически отсутствует. Спектральный состав освещенности у GL 581 сосредоточен в инфракрасном диапазоне, правее 0.9 мкм, а по спектральной интенсивности излучение звезды GL 581 соответствует излучению галогенных ламп накаливания.



Свойства атмосферы планетана, находящегося в «обитаемой зоне», удобно проиллюстрировать на примере необычной экзопланеты GL 581g (Schneider, 2010), открытой в 2010 г. у небольшой звезды Gl 581 позднего класса, M3V (красный карлик). Масса звезды 0.31 солнечной, температура 3500 К. Возраст звезды оценивается в 7-11 Глет. Система GL 581 близкая, отстоит от нас всего на 6.2 пк. В системе GL581 удалось обнаружить 5 экзопланет, с орбитальными периодами от 3.15 до 67 сут и массами от 1.9 до 7 масс Земли. Объект GL 581g – пятая планета, ее большая полуось орбиты 0.146 а.е., орбитальный период 36.6 сут. Транзиты не наблюдаются, параметр M sin i найден методом МЛС и лежит в пределах 3.1-4.3 земных масс. Радиус планеты составляет 1.2-1.5 земных, ускорение свободного падения у поверхности 1.1-1.7 g. Несмотря на низкую орбиту (0.38 большой полуоси орбиты Меркурия), из-за низкой плотности радиации родительской звезды, GL 581g попадает, по земным критериям, в «комфортную зону», благодаря чему опубликовано много размышлений о возможной обитаемости планеты (GL581g – Wikipedia, the free encyclopedia). Экзопланета GL 581g рассматривалась в качестве возможного кандидата в планетаны.

Рис. 4. Положение объекта GL 581g на диаграмме <Масса-Радиус> для моделей земного состава и для 100% воды.

Если сравнить характеристики GL 581g с моделями земного состава, моделями для 100% воды и для 90% скальных пород, приведенными в работе (Endl, 2012), ближе всех оказывается состав Земли, возможно, несколько обогащенный водой (рис.4). Если GL 581g обладает атмосферой, вероятно присутствие океанов земного типа или даже глобального океана.

В работе (Ksanfomality, Lammer, 2010) рассматривались физические свойства океана и атмосферы планетана, находящегося на низкой орбитех. Постоянная излучения E




Поделитесь с Вашими друзьями:
  1   2   3   4   5   6


База данных защищена авторским правом ©grazit.ru 2019
обратиться к администрации

войти | регистрация
    Главная страница


загрузить материал