Планетаны - океанические планеты

Размещено на http://www.allbest.ru/

УДК 523.4

Институт космических исследований РАН, Москва

Планетаны - океанические планеты

Л.В. Ксанфомалити

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.

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 ? р/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. внесолнечный планета астрономия

1. 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).

2. 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 3у масса была определена как < 124 масс Земли (M_з); далее по уровню 1у приводилось значение < 0.11 масс Юпитера (36 масс Земли). Указывалась также масса Нептуна (17 M_з) 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 M_з), 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 M_з, 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 Ѕ массы Нептуна (отсюда название «планета-океан). По достаточно надежным оценкам, на воду у Нептуна приходится до 10.7 M_з. Из полной массы 17.2 M_з, на скальные (силикатные) породы приходится 4.2 M_з и лишь 2.2 M_з 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 M_з, 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 M_з - это около 60% скальных пород и 40% воды. Отнести КЕПЛЕР -22b к планетанам, на основании только имеющихся экспериментальных данных, пока невозможно.

3. 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 M_з (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 ДT от глубины ограничивается адиабатическим градиентом,

dT / dp = бT / (с с_p),(2)

где p - давление на глубине z, отсчитываемой от поверхности (с температурой T_s), с - плотность среды (воды), c_p - её теплоёмкость, б - 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 (б = 3 10^-4 K^-1, с =1 г см^-3, c_p = 4 Дж K^-1г^-1). При T_s ? 7є C глубина океана из чистой воды, ограниченная адиабатическим градиентом, составляет около 72 км, при температуре на дне около 35єC и давлении 1.1 ГПа. С ростом T_s до 30єC глубина океана возрастает до 133 км, а при T_s = 0єC 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 T_s.

4. 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_581b на орбите GL 581g значительно выше, чем солнечная E_sol (1.367 кВт/м²). Ее можно грубо оценить через четвертую степень отношения температур излучения звезд и обратный квадрат орбитальных расстояний:

E_581g = E_sol (T₅₈₁ / T_sol)⁴ (a_E/ a_581g)² = 8.62 кВт/м² , (3)

где T₁₂₁₄, T_sol - соответственно болометрические (эффективные) температуры Солнца (5780 К) и GL 581 (3500 К), и a_E, a_581b - большие полуоси орбит Земли и GL 581g. Болометрическую температуру тела иногда неправильно называют равновесной (которая относится только к абсолютно черному телу). Болометрическая температура T_b планеты составляет:

T_b = [E_581g (1- A_b) / 4 a²у]^1/4, (4)

где у - постоянная Стефана-Больцмана, A_b - сферическое альбедо. Так как родительская звезда сравнительно холодная, 3500 К, можно ожидать, что болометрическая температура планеты GL 581g тоже не слишком высока.

Рис. 5. Термодинамические параметры водяного пара на диаграмме Энтропия S - Энтальпия i. Оцифрованная изогнутая линия разделяет сухой и насыщенный водяной пар.

Предполагая существование на планете глобального океана, физические условия на планете, в зависимости от альбедо и определяемой им болометрической температуры, еще нагляднее, чем формулами, можно показать на диаграмме <Энтропия S - Энтальпия i>. Диаграмма (рис.5) удобна также тем, что позволяет в любой точке легко найти теплоемкость среды как

c_p = T (dS/dT)_p.(5)

При высоком альбедо аэрозольная среда может быть сравнительно плотной, но достаточная освещенность под облаками, вероятно, сохраняется и радиация звезды проникает к поверхности и в нижние слои атмосферы. Повышение температуры создает также неизбежный в атмосфере водяного пара парниковый эффект. Для дальнейших оценок произвольно принято, что парниковый эффект на GL 581g составляет 120° (в действительности, конечно, он зависит от свойств, состояния и параметров атмосферы; например, у Земли это 39°, у Венеры 490°). Перепад температур в подоблачной атмосфере ограничивается адиабатическим градиентом Г (в среднем, в приближении для идеального газа, Г= g / c_p ? 5 К / км).

Рис. 6. Положение термодинамических параметров планетана GL 581g при болометрическом альбедо 0.86 и вероятный типичный вид его поверхности.

Болометрическое альбедо для GL 581g неизвестно, но его физические пределы, определяющие болометрическую температуру GL 581g, указать нетрудно. Земля, с ее несплошным облачным покровом, имеет A_b = 0.39. При таком альбедо GL 581g болометрическая температура теплового излучения (4) составляет 390 К и слишком высока, чтобы излучающий облачный слой имел водный состав. Если принять альбедо GL 581g равным венерианскому (A_b = 0.77), температура (4) будет все еще слишком высокой, 305 К. Температуре 270 К соответствует высокое альбедо 0.86, как у некоторых спутников Юпитера и Сатурна. Температура у поверхности океана при этом должна составлять 390 К, давление 0.2 МПа, а атмосфера будет не просто насыщена водяным паром, а фактически состоять из него (рис. 6). Типичный вид поверхности такого планетана - это морской вид в открытом море, врезка на рис. 6.

В этих условиях высота однородной атмосферы составляет

H = RT/ м g_581g = 12.5 км,(6)

где R - газовая постоянная, м - молекулярная масса (18 для воды) и g_581g - ускорение свободного падения, 1.4 g = 13.7 м/с².

Предположение о более сложном устройстве атмосферы GL 581g, с облачным слоем другого, неводного состава, приводит к ограничениям со стороны низкой отражательной способности. Имелись сообщения о низком альбедо некоторых «горячих юпитеров» (Ксанфомалити, 2004). При болометрическом альбедо A_b = 0.100 («черная планета») температура излучения становится умеренно высокой (430 К), а давление и температура у поверхности океана достигают 6 МПа и 550 К (рис. 7). Разумеется, парниковый эффект также значительно усилится.

Рис. 7. При болометрическом альбедо 0.10 термодинамические характеристики у поверхности планетана GL 581g смещаются к точке 6 МПа и 550 К, а водная природа облачного слоя исключается.

Возможный вид океанической поверхности показан на врезке. Критическая температура для воды (647 К) все еще не достигается, и существованию очень горячего океана ничего не противоречит, даже при самом низком альбедо. Зависимость температуры T_b от альбедо A_B экзопланеты GL 581g показана следующим рядом:

A_b0.050.10.20.30.40.50.60.70.80.9

T_b, К 436430418404388371351327295248.

Схема атмосферы подобного планетана показана на рис. 8. Такой облачный слой способен полностью блокировать свет звезды. В облачном слое «горячих юпитеров» предсказывалось присутствие силикатов, Mg₂SiO₄ и/или MgSiO₃, Al₂O₃, частиц восстановленного железа, паров H₂O, TiO и CH₄ и других соединений (Ксанфомалити, 2004). Но у планетана GL 581g температура значительно ниже, при всех возможных альбедо, и состав атмосферных компонентов, кроме CO₂, H₂O, CH₄ и NH₃, предсказать трудно.

Рис. 8. Схема строения атмосферы планетана GL 581g, соответствующая болометрическому альбедо 0.80 и горячему океану.

Таким образом, по многим критериям экзопланета GL 581g подходит на роль планетана. Кроме того, система GL 581 представляет собой один из ближайших небесных объектов, удобных для исследования. На пределе технических возможностей, физические свойства GL 581g, вероятно, удастся исследовать в недалеком будущем.

Термодинамические свойства насыщенного водяного пара таковы, что относительно небольшие изменения температуры вызывают большие перепады давления, что должно привести к весьма значительным эффектам в суперротации атмосферы планеты. Несмотря на высокую теплоемкость атмосферы, можно предположить, что на ночной стороне планеты должна иметься обширная зона пониженного давления, где происходит конденсация водяного пара.

На основе сравнения экспериментальных данных с теоретическими исследованиями, модель внешних сфер планетанов представляется следующей. Над водным океаном, возможно, весьма горячим, но с докритической температурой, расположена атмосфера высокой плотности, состоящая, главным образом, из насыщенного пара. Выше уровня облаков, с температурой конденсации воды (ловушкой для водяного пара) или главным аэрозольным слоем другого, неводного состава, находятся уровни конденсации других летучих. Над ними может находиться атмосфера низкой плотности H₂-He состава, если масса планетана достаточна для удержания водорода и гелия. Если главный аэрозольный слой имеет водную природу, океан должен иметь достаточно высокую температуру.

5. МОЖЕТ ЛИ БЫТЬ ПЛАНЕТАНОМ ЭКЗОПЛАНЕТА GJ 1214b?

В 2009 г. Д. Шарбонэ с международным коллективом предложили новую концепцию поиска экзопланет (Charbonneau et al, 2009; Marcy, 2009). В близких окрестностях Солнца были выбраны 2000 карликовых звезд, с массами от 0.10 до 0.35 солнечной. Звезды систематически наблюдались автоматизированной системой из 8 небольших телескопов, в поисках транзитов. Главная особенность эксперимента, которая обеспечила успех, заключается именно в малой массе звезд. У небольшой звезды прохождение планеты по диску должно создавать достаточно глубокое ослабление света звезды. Так у старой карликовой звезды GJ 1214 класса M 4.5 была обнаружена экзопланета GJ 1214b. Удаленность звезды GJ 1214 от Солнца 13 пк, диаметр 0.21 солнечного, масса 0.157 солнечной. Звезда холодная, Т = 3026 К. Были обнаружены транзиты длительностью 52 мин, повторяющиеся каждые 1.58 сут, достаточно глубокие, чтобы определить свойства планеты. Было установлено, что большая полуось ее орбиты 0.0143 а.е., орбитальный период 1.58 сут. Необычные свойства GJ 1214b следуют из ее массы: 6.55 ± 1 M_з и радиуса 2.678 ± 0.13 земных, что дает ускорение у поверхности 0.91 земного и среднюю плотность около 1.87 г/см³.

Масса экзопланеты GJ 1214b близка к массе CoRoT-7b, но сравнение их плотности с теоретическими моделями указывает на другую природу GJ 1214b. Исходный материал газопылевых туманностей более или менее сходен по составу. Они состоят из газовой смеси водорода и гелия и включают соединения или конденсаты углерода, азота, кислорода, кремния, магния, железа и никеля (в целом, составляющих 1-2% по массе протопланетных дисков). Значительная часть кислорода уходит на образование паров воды в протопланетном диске. Такой же состав обнаруживается почти у всех звезд нашей Галактики, включая Солнце. Относительные содержания отдельных элементов различаются мало, не более, чем в два раза. Поэтому, исходя из состава газо-пылевых протопланетных дисков и молодых звезд, наблюдаемой плотности GJ 1214b (1.87 г/см³) более всего соответствует комбинация скальных пород и металлов в ядре, весьма значительной доле воды и, возможно, протяженной неплотной атмосферы, на которую приходится менее 0.05% массы планеты. Большая высота атмосферы, если она действительно регистрируется при транзитах, отчасти снижает среднюю плотность.

Необычность свойств GJ 1214b определяется сочетанием относительно небольшой массы экзопланеты, имеющей значительные размеры, низкой ее орбитой и низкой светимостью родительской звезды. Низкая средняя плотность GJ 1214b в первых работах (Charbonneau et al, 2009; Marcy, 2009) предположительно интерпретировалось как присутствие глубокого глобального океана и H₂-He атмосферы умеренной массы (которую авторы оценили как 0.05% массы экзопланеты). Наиболее вероятно, указывали авторы, что GJ 1214b - это планета с глобальным океаном, водородно-гелиевой атмосферой и ядром из силикатов и металлов. (Другая гипотеза о вероятном строении экзопланеты GJ 1214b рассматривается ниже).

На рис. 9 состав GJ 1214b сравнивается с моделями, показанными на рис. 3 и 4. Пределы массы и размеров показаны на диаграмме. Если не учитывать другие характеристики GJ 1214b, на воду должна приходиться основная часть массы тела и можно было бы утверждать, что экзопланета относится именно к планетанам.

Рис. 9. Положение экзопланеты GJ 1214b на диаграмме <Масса-Радиус>. Отмечены вероятные пределы массы планеты. Если исходить из ранее опубликованных данных, основная часть массы тела должна приходиться на воду.

В первых сообщениях о GJ 1214b такое предположение высказывалось. Из сравнения экспериментальных данных (Charbonneau et al., 2009), с теоретическими моделями твердотельных планет (Seager et al., 2007), был сделан вывод о том, что характеристики GJ 1214b ложатся ближе к планете-океану (состоящей на 75% из H₂O, 22% Si и на 3% из железа, сосредоточенного в ядре планеты), чем к планете типа Земли (67.5% Si в мантии и 32.5% Fe, в ядре планеты).

Чтобы судить, может ли экзопланета GJ 1214b быть планетаном, следует рассмотреть температурные условия на планете. Постоянная излучения E_1214b на орбите GJ 1214b, по сравнению с солнечной E_sol (1.367 кВт/м²) и с земной орбитой, может быть оценена так же, как в разделе 3, ф-ла (3):

E_1214b = E_sol (T₁₂₁₄ / T_sol)⁴ (a_E/ a_1214b)² = 506 кВт/м² ,

где T₁₂₁₄, T_sol - соответственно болометрические (эффективные) температуры Солнца (5780 К) и GJ 1214 (3026 К), и a_E, a_1214b - большие полуоси орбит Земли и GJ 1214b. Обращает на себя внимание очень высокое значение E_1214b, в 37 раз больше, чем на земной орбите, определяемое именно никоорбитальным положением GJ 1214b. Такая экзопланета мало похожа на Землю, с ее океаном, покрывающем 72% ее поверхности. Так как родительская звезда сравнительно холодная, 3026 К, высказывались предположения, что равновесная температура планеты GJ 1214b тоже невысока (несмотря на то, что орбита планеты проходит всего в 2.15 млн км над поверхностью звезды).

Вычисление болометрической температуры экзопланеты GJ 1214b, при любых вероятных значениях сферического альбедо, показывает, что устройство атмосферы и поверхности GJ 1214b явно не соответствует предположению о водном океане. Болометрическая температура GJ 1214b, согласно значению E_1214b и выражению (4), следующим образом зависит от альбедо:

A_b0.050.10.20.30.40.50.60.70.80.9

T_b, К 1222 1190 1156 1118 1076 1028972945817687.

Таким образом, при всех значениях альбедо болометрическая температура GJ 1214b оказывается выше критической температуры воды (647 К). Существование воды на экзопланете возможно только в фазе перегретого (сухого) пара. Поэтому GJ 1214b планетаном быть не может.

Но как согласовать такой вывод с рис. 9 и измерениями размеров экзопланеты при транзитах? Ответ очевиден: найденные размеры относятся не к глобальному океану, а к весьма протяженной и плотной атмосфере экзопланеты, состоящей из неизвестных компонентов (так как гипотетическую водородно-гелиевую атмосферу маломассивная планета и горячая удержать не может). Исходя из имеющихся сведений об альбедо экзопланет, низкие значения A_b при высоких температурах более вероятны. Если альбедо низкое, 0.1-0.4, соответствующие указанные выше температуры отвечают составу атмосфер, приведенных в разделе 5. Объект интересен и сам по себе. Например, низкоорбитальная экзопланета GJ 1214b неизбежно должна находиться в синхронном вращении. Но ее атмосфера, вероятно, должна быть в состоянии суперротации.

Строение экзопланеты GJ 1214b, вероятно, можно представить следующей моделью, отвечающим имеющимся оценкам массы и радиуса. Ядро из силикатов и металлов с плотностью около 13 г/см³ имеет радиус 5000 км, средний слой (мантия) с плотностью примерно 9 г/см³ имеет радиус 10000 км. Средний слой включает смесь летучих, преимущественно воды, с небольшими количествами метана и аммиака. Плотная атмосфера соответствует наблюдаемому размеру экзопланеты и имеет протяженность до 7500 км. Наличие в ней водородно-гелиевого компонента с малым молекулярном весом 2.5 (75% H₂ и 25% He), при малой массе экзопланеты сомнительно, тем более при высокой температуре излучающего слоя. Можно ожидать, что состав атмосферы GJ 1214b будет близок к составу внешних слоев атмосферы «горячего юпитера», например, HD 209458.

6. ВОЗМОЖНА ЛИ ОБИТАЕМОСТЬ ПЛАНЕТАНОВ?

Планетаны могут быть мирами, в которых существует жизнь. Со времен Дарвина многие ученые предполагают, что жизнь могла возникнуть в водоемах ранней Земли. Вероятные высокие температуры океанической среды планетанов вряд ли можно считать комфортными для земной амино-нуклеино-кислотной формы жизни. Но если учесть предполагаемый факт обнаружения жизни в условиях среды с высокой температурой (Ксанфомалити, 2012 а,б), шансы обнаружить обитаемый планетан достаточно реальны, но когда это произойдет - предсказать никто не возьмется. На рис. 10 представлена фантазия художника об обитаемом планетане.

Рис. 10. Плотный облачный слой создает вечную ночь на поверхности горячего глобального океана, озаряемого вспышками молний. (Представление художника).

Заключение

Анализ экспериментальных данных, полученных в исследовании внесолнечных планет малой массы, указывает, что существует ещё одна категория небесных тел - планетаны - планеты с глобальным океаном водной природы, с высокой, но докритической температурой. Атмосфера планетанов должна стоять, в основном, из водяного пара с высоким давлением. Вероятно, количество обнаруженных планетанов будет возрастать, по мере обнаружения экзопланет с массами 2-5 масс Земли. Свойства нескольких объектов малой массы: КЕПЛЕР-11, КЕПЛЕР-22, GJ 1214b и GL 581g, найденных разными методами, значительно различаются. Объекты КЕПЛЕР-22 и GJ 1214b относиться к планетанам не могут. Cвойствами планетана может обладать экзопланета GL 581g, если ее сферическое альбедо достигает 0.86 (как у некоторых спутников Юпитера и Сатурна). Излучение звезды GL 581 сосредоточено, в основном, в инфракрасном диапазоне, поэтому механизм фотолиза водяного пара в верхних слоях атмосферы GL 581g мало эффективен и существенных потерь воды за космогоническое время не происходит. С другой стороны, показано, что отождествление GJ 1214b с моделью планетана, как объекта низкой средней плотности, по-видимому, ошибочно. Альтернативная модель строения GJ 1214b включает ядро из силикатов и металлов с плотностью 13 г/см³ с радиусом 5000 км, средний слой с плотностью 9 г/см³ и с радиусом 10000 км. Средний слой включает смесь летучих, преимущественно воды, с небольшими количествами метана и аммиака. Плотная атмосфера соответствует наблюдаемому размеру экзопланеты и имеет протяженность до 7500 км. В статье рассмотрены некоторые особенности физики планетанов.

Работа поддержана грантом Программы 28 Президиума РАН (2012 г.)

Литература

Borucki B. http://archive.stsci.edu/kepler. 2012.

Charbonneau D. et al. A super-Earth transiting a nearby low-mass star// Nature Vol 462. 17 December 2009. pp 891-894.

Endl M. NASA's Kepler mission and the quest for other Earthes // Extraterrestrial life - beyond our expectations? Workshop at University of Vienna, Austria, May 21-22, 2012. Abstract book, p.18.

Fei Y., Mao H., Hemley R., Thermal expansivity, bulk modulus, and melting curve of H2O ice VII to 20 GPa // J. Chem. Phys., 1993. 99 (7), 5369-5373

Ksanfomality L.V. Extrasolar planets as a case for possible life beyond the Earth // Proceedings of SPIE 2002 - The International Society for Optical Engineering. 2002. P. 4939-4951.

Ксанфомалити Л. В. О природе объекта HD 209458b; выводы из сравнения теоретических и экспериментальных данных // Астрономич. Вестник. 2004а. Т.38. №4. С. 344-353.

Ксанфомалити Л.В. Закономерности внесолнечных планетных систем и роль металличности звезд в образовании планет. Астрономический Вестник, 2004б, т. 38, № 5, с. 428-439.

Ксанфомалити Л.В. Внесолнечные низкоорбитальные планеты. Диссипация их атмосфер и вероятное магнитное поле // Письма в АЖ, 2007. т. 33, №7, с. 550-560.

Ksanfomality L., Lammer H. Water saturated atmosphere of the exoplanet GJ 1214b // Paper presented to European Planetary Science Conference-2010 (Europlanet 2010). Roma, Italy, September 2010.

Ксанфомалити Л.В. Венера как естественная лаборатория для поиска жизни в условиях высоких температур: о событиях на планете 1 марта 1982 г. // Астрон. вестн. 2012 а. Т. 46. № 1. С. 44-57.

Ксанфомалити Л.В. Возможное обнаружение жизни на планете Венера // ДАН, 2012в. Т. 246. № 1. С. 42-47.

Kuchner, M.J., Volatile-rich Earth-mass planets in the habitable zone // Astrophys. J. 2003. V.596, L105-L108.

Leger, A., Selsis, F., Sotin, C., Guillot, T., Despois, D., Mawet, D., Ollivier, M., Labeque, A., Valette, C., Brachet, F., Chazelas, B., Lammer, H. // A new family of planets, Ocean-planets. Icarus 2004. V. 169, 499-504.

Lissauer J.L. A closely packed system of low-mass, low-density planets transiting Kepler-11 // Nature 2011. 470 (7332): 53-58.

Marcy G. Water world larger than Earth // Nature 2009. Vol 462. 17 December. pp 853-854.

Papaloizou, J.C.B, Nelson, R.P., Kley, W., Masset, F.S. Artmowicz, P., 2006. / Disk-planet interactions during planet formation. In: Protostars and Planets V. Univ. of Arizona Press, Tucson.

Schneider J. Planet: GL 581g. // The Extrasolar Planet Encyclopedia. http://exoplanet.eu/planet.php? =GL581g. 2010.

Schneider J. Notes for star Kepler-11. // The Extrasolar Planets Encyclopaedia. http://exoplanet.eu/star.php?st=Kepler-11. 2011.

Schneider J. Planet: Kepler-22 b. // The Extrasolar Planet Encyclopedia. http://exoplanet.eu/planet.php?p1=Kepler-22&p2=b. 2012.

Selsis F., Chazelas B., P. Borde et al. Could we identify hot ocean-planets with CoRoT, Kepler and Doppler velocimetry? Icarus, 191 453-468. 2007.

Текст к рисункам

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

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).

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

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

Рис. 5. Термодинамические параметры водяного пара на диаграмме Энтропия S - Энтальпия i. Оцифрованная изогнутая линия разделяет сухой и насыщенный водяной пар.

Рис. 6. Положение термодинамических параметров планетана GL 581g при болометрическом альбедо 0.86 и вероятный типичный вид его поверхности.

Рис. 7. При болометрическом альбедо 0.10 термодинамические характеристики у поверхности планетана GL 581g смещаются к точке 6 МПа и 550 К, а водная природа облачного слоя исключается.

Рис. 8. Схема строения атмосферы планетана GL 581g, соответствующая болометрическому альбедо 0.10 и горячему океану.

Рис. 9. Положение экзопланеты GJ 1214b на диаграмме <Масса-Радиус>. Отмечены вероятные пределы массы планеты. Если исходить из ранее опубликованных данных, основная часть массы тела должна приходиться на воду.

Рис. 10. Плотный облачный слой создает вечную ночь на поверхности горячего глобального океана, озаряемого вспышками молний. (Представление художника).

Размещено на Allbest.ru