Наблюдения экзопланет с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб» показали, что способность каменистого мира сохранять атмосферу определяется значительно сложнее, чем предполагалось в простой картине. Особенно неожиданными оказались горячие планеты, находящиеся чрезвычайно близко к своим звёздам. Несмотря на мощное облучение, которое должно ускорять потерю атмосферы, некоторые из таких миров сохраняют плотные газовые оболочки.
Проблема стала особенно заметной благодаря наблюдениям лавовых миров. Эти планеты настолько близки к своим звёздам, что их поверхность может быть покрыта глобальным или почти глобальным океаном расплавленной породы. На первый взгляд такие условия должны способствовать быстрому исчезновению атмосферы. Однако наблюдения показывают, что у некоторых из этих объектов атмосфера всё же существует.
Новое исследование предлагает объяснение этой особенности. Вместо одной границы, отделяющей планеты, способные сохранять атмосферу, от практически безатмосферных миров, исследователи предлагают рассматривать две границы. Между ними располагается область, которую они называют «безвоздушной долиной». Одна граница связана преимущественно с потерей атмосферы, другая — с её пополнением за счёт процессов внутри самой планеты.
Почему атмосфера вообще может исчезнуть
Звезда постоянно воздействует на атмосферу планеты
Атмосфера планеты не является неизменной оболочкой. Газ может постепенно уходить в космос под воздействием излучения и других процессов. Особенно важным фактором является количество энергии, которое планета получает от своей звезды.
Чем ближе планета находится к звезде, тем сильнее её поверхность и верхние слои атмосферы подвергаются воздействию излучения. Нагрев может способствовать расширению атмосферы, а высокоэнергетическое излучение способно запускать процессы, приводящие к потере атмосферного вещества. В результате между поступлением нового газа и его уходом в космос устанавливается определённый баланс.
При этом сама скорость потери атмосферы зависит не только от расстояния до звезды. Существенную роль играют масса и размер планеты, состав атмосферы, количество летучих веществ внутри планеты, её возраст, внутреннее тепло и история взаимодействия со звездой. Именно поэтому одинаковое расстояние от звезды ещё не означает одинаковую судьбу атмосферы.
Гравитация удерживает газ
Вторая важная характеристика — способность планеты удерживать атмосферу собственной гравитацией. Для более массивного тела уход газа в космос в целом затруднён сильнее, чем для небольшого объекта.
Из этого следует простая закономерность: сильное звёздное облучение способствует атмосферным потерям, а большая гравитация противодействует им. Именно сочетание этих факторов лежит в основе концепции, которую называют «космической береговой линией».
Но новые наблюдения показывают, что такой двухфакторной картины недостаточно для некоторых каменистых экзопланет. Она не учитывает достаточно подробно процессы, происходящие внутри самой планеты и способные постоянно возвращать летучие вещества в атмосферу.
Что такое «космическая береговая линия»
Эмпирическая граница между мирами с атмосферой и без неё
«Космическая береговая линия» — это не физическая поверхность и не реальная граница в космосе. Это эмпирическая закономерность, используемая для сравнения планет и спутников по двум основным параметрам: получаемому от звезды излучению и способности удерживать вещество своей гравитацией.
По одну сторону этой условной границы находятся тела, способные сохранять существенную атмосферу. В Солнечной системе примерами являются Земля и Венера, а также спутник Сатурна Титан. По другую сторону находятся Меркурий и Луна, у которых нет плотной атмосферы, сопоставимой с земной.
Такая зависимость полезна как обобщённая схема, но она не является универсальным правилом, которое одинаково описывает каждый планетный объект. По мере накопления наблюдений экзопланет становится возможным проверять, насколько хорошо эта закономерность работает в других планетных системах.
Лавовые миры оказались особенно сложным случаем
Проблема проявилась при изучении чрезвычайно горячих каменистых экзопланет. Они получают от своих звёзд настолько большое количество энергии, что находятся в условиях, при которых атмосферные потери должны быть особенно эффективными.
Одним из наиболее известных примеров является 55 Cancri e. Это суперземля, обращающаяся вокруг своей звезды менее чем за 18 часов. Она находится настолько близко к звезде, что относится к лавовым мирам: предполагается наличие глобального океана расплавленной породы или близкого к нему состояния поверхности.
По простой версии «космической береговой линии» такая планета должна испытывать чрезвычайно сильную потерю атмосферы. Однако наблюдения «Джеймса Уэбба» дали другую картину.
Исследования показали, что 55 Cancri e обладает существенной атмосферой, причём её свойства не соответствуют первоначальной идее о тонкой оболочке из испарившейся породы. Данные указывают на летучую атмосферу, вероятно богатую угарным газом или углекислым газом. Одним из возможных источников такой атмосферы является дегазация расплавленной внутренней части планеты.
Почему горячая планета способна сохранять атмосферу
Магматический океан становится источником газа
На обычной каменистой планете летучие вещества могут находиться в атмосфере, поверхности и недрах. Если атмосфера активно теряет газ, со временем её запасы могут уменьшаться.
У лавового мира ситуация может быть другой. Если значительная часть поверхности представляет собой расплавленную породу, летучие вещества могут оставаться растворёнными в магме. При этом часть газа постепенно выделяется из расплава и пополняет атмосферу.
Получается своеобразный баланс: звезда способствует потере атмосферы, но внутренняя часть планеты одновременно поставляет новый газ. Если источник пополнения действует достаточно долго, атмосфера может сохраняться даже при очень сильном внешнем воздействии.
Именно этот механизм лежит в основе предложенной модели «космической отмели» — cosmic sandbar. Исследователи считают, что в таких условиях большая часть летучих веществ остаётся растворённой в магматическом океане, а в атмосферу попадает лишь сравнительно небольшая доля, доступная для последующего удаления в космос.
Внутреннее тепло может продлевать существование магматического океана
Для некоторых планет магматический океан может сохраняться дольше, чем предполагалось бы только исходя из их положения относительно звезды. Одним из дополнительных источников энергии может быть приливный нагрев.
Он возникает из-за гравитационного взаимодействия планеты с другими телами системы. Если орбита планеты меняется определённым образом и сохраняет заметную эксцентричность, приливные процессы способны выделять внутри неё дополнительное тепло.
В предложенной модели этот механизм особенно важен для некоторых многопланетных систем. Дополнительный внутренний нагрев может способствовать более длительному существованию расплава, а значит, и продолжению дегазации.
Это не означает, что любой лавовый мир обязательно имеет плотную атмосферу. Авторы модели подчёркивают, что сохранение атмосферы у подобных объектов зависит от сочетания множества параметров, включая состав, массу, возраст, уровень нагрева и свойства звезды. Для звёзд холоднее класса K горячие миры с плотными атмосферами, согласно модели, маловероятны без очень сильного дополнительного внутреннего нагрева.
Три режима вместо одного
«Космическая отмель»: атмосфера постоянно пополняется
В новой картине самый горячий режим получил название «космической отмели». Он соответствует планетам с длительно существующими магматическими океанами, где летучие вещества сохраняются внутри расплава и постепенно поступают в атмосферу.
Такая планета всё равно теряет газ из-за интенсивного воздействия звезды. Разница заключается в том, что потеря компенсируется внутренним источником. Поэтому сильное облучение не обязательно приводит к мгновенному или полному исчезновению атмосферы.
55 Cancri e рассматривается как один из примеров, соответствующих этому режиму. При этом наличие атмосферы у планеты не означает её пригодности для жизни: экстремальная температура и условия на поверхности лавовых миров делают их совершенно иными объектами по сравнению с Землёй.
«Безвоздушная долина»: пополнение уже не успевает за потерями
Между горячим режимом «космической отмели» и более холодным режимом «космической береговой линии» модель помещает область, названную «безвоздушной долиной».
Здесь атмосферные потери оказываются эффективнее процессов пополнения. По мере охлаждения планеты и затвердевания магматического океана летучие вещества могут переходить из расплава в твёрдые внутренние слои. Одновременно атмосфера продолжает подвергаться воздействию звезды и терять газ.
Если внутренний источник больше не способен компенсировать эти потери, атмосфера постепенно становится всё более разреженной и в конечном итоге может практически исчезнуть. Именно поэтому авторы рассматривают «безвоздушную долину» как возможную область, где могут находиться остатки ранее более массивных планет, потерявших значительную часть своей оболочки.
«Космическая береговая линия»: атмосфера снова может сохраняться
За второй границей находится более холодный режим, соответствующий традиционной «космической береговой линии». Здесь звёздное воздействие уже не обязательно приводит к полному уничтожению атмосферы, а продолжающаяся дегазация может поддерживать остаточную атмосферную оболочку.
В этой области планета уже не обязана обладать глобальным магматическим океаном. Механизмы сохранения атмосферы здесь отличаются от процессов в горячем режиме. Важен баланс между скоростью потери газа и его поступлением из внутренних резервуаров.
В качестве объектов, находящихся в этой более холодной области, модель рассматривает Землю и Венеру. Их атмосферы существуют в условиях, которые существенно отличаются от условий на лавовых мирах, но обе планеты демонстрируют, что наличие атмосферы возможно и без постоянно существующего глобального магматического океана.
Почему охлаждение планеты может оказаться важнее расстояния до звезды
Затвердевание меняет судьбу летучих веществ
На раннем этапе существования каменистая планета может быть очень горячей и иметь значительный объём расплавленного материала. По мере охлаждения расплав постепенно затвердевает.
Это меняет доступность летучих веществ. В горячем расплаве они могут оставаться частью внутреннего резервуара, из которого постепенно выделяется газ. После затвердевания значительная часть вещества оказывается связанной в минералах и глубинных слоях планеты.
В результате охлаждение не просто снижает температуру поверхности. Оно способно изменить сам механизм существования атмосферы. Планета переходит от состояния, в котором внутренний расплав активно участвует в её поддержании, к состоянию, где доступность внутренних запасов для атмосферы становится значительно меньше.
Поэтому две похожие планеты могут иметь разную судьбу
Если рассматривать только расстояние до звезды, можно ожидать относительно простой картины: ближе к звезде атмосферы теряются быстрее, дальше — сохраняются лучше. Но предложенная модель показывает, что этого недостаточно.
Две планеты с похожими размерами и одинаковым расстоянием от звезды могут иметь разную атмосферную историю, если отличаются их исходные запасы летучих веществ, внутреннее тепло, скорость охлаждения или влияние других планет системы.
Возраст также имеет принципиальное значение. Атмосфера, которая сохраняется в течение определённого периода, не обязательно останется такой же через миллиарды лет. Поэтому границы между режимами нельзя считать постоянными: модель рассматривает их как эволюционирующие во времени.
Что происходит с планетами у красных карликов
Слабое излучение не гарантирует сохранения атмосферы
Особый интерес представляют планеты у красных карликов — звёзд спектрального класса M. Они значительно холоднее Солнца и излучают меньше энергии в видимом диапазоне, однако это само по себе не гарантирует благоприятных условий для атмосферы.
Наблюдения показали, что некоторые относительно прохладные каменистые миры вокруг M-карликов могут быть практически лишены атмосферы. Это стало ещё одной проблемой для простой версии «космической береговой линии», поскольку по общему уровню облучения некоторые из таких планет могли бы выглядеть способными удерживать газовую оболочку.
Таким образом, важен не только общий поток энергии. Необходимо учитывать свойства самой звезды, историю планеты и процессы, происходящие внутри неё. Именно поэтому новая модель рассматривает разные типы звёзд отдельно и рассчитывает изменение границ для звёзд классов G, K и M.
Почему M-карлики особенно важны для поиска небольших планет
Красные карлики имеют большое значение для исследований экзопланет, поскольку небольшие каменистые миры возле них сравнительно удобно обнаруживать и исследовать.
Но близкое расположение планеты к небольшой звезде означает, что её орбитальный период может быть коротким, а воздействие звёздной активности — существенным. Поэтому при оценке потенциальной пригодности таких планет для жизни недостаточно знать только расстояние до звезды.
Необходимо установить, сохранилась ли атмосфера, как она формировалась, насколько быстро теряет газ и существуют ли внутренние источники, способные компенсировать атмосферные потери. Новая модель предлагает учитывать эти процессы одновременно.
Что означает новая модель для поиска обитаемых миров
Наличие атмосферы — один из первых вопросов
При поиске потенциально обитаемых планет астрономы пытаются определить, какие условия существуют на их поверхности. Для земноподобной жизни особенно важна возможность существования жидкой воды на поверхности.
Атмосфера играет в этом процессе фундаментальную роль. Она влияет на температуру поверхности, давление и способность планеты сохранять воду. Поэтому вопрос о том, может ли каменистый мир удерживать газовую оболочку, является одним из первых при оценке его потенциальной обитаемости.
Однако сама по себе атмосфера ещё не означает, что планета пригодна для жизни. У 55 Cancri e атмосфера существует в условиях, которые радикально отличаются от земных. Поэтому обнаружение газа следует рассматривать прежде всего как характеристику планеты, а не как свидетельство её обитаемости.
Новая схема помогает выбирать цели для наблюдений
Предложенная модель позволяет учитывать не только положение планеты относительно звезды, но и её эволюцию. Исследователи рассчитали меняющиеся со временем границы для звёзд разных типов, учитывая массу планеты, первоначальный запас летучих веществ, возраст и приливный нагрев.
Это может быть полезно при планировании будущих наблюдений. Если известно, к какому режиму, согласно модели, должна относиться конкретная экзопланета, можно заранее определить, какие свойства её атмосферы особенно важно проверить.
Особенно интересны системы с несколькими планетами, где гравитационные взаимодействия могут влиять на внутренний нагрев отдельных миров. Такие условия способны менять продолжительность существования магматических океанов и тем самым влиять на атмосферную эволюцию.
55 Cancri e показывает, почему простых правил недостаточно
55 Cancri e стала одним из наиболее показательных примеров проблемы. Планета находится всего примерно в 0,01544 астрономической единицы от своей звезды и совершает полный оборот менее чем за 18 часов. При таких условиях звёздное облучение чрезвычайно велико.
Тем не менее наблюдения «Джеймса Уэбба» показали наличие существенной летучей атмосферы. Её характеристики не согласуются с первоначальным представлением о чрезвычайно тонкой оболочке из испарившейся породы. Наблюдаемая атмосфера, вероятно, содержит значительное количество угарного газа или углекислого газа и может поддерживаться дегазацией магматического океана.
Другие лавовые миры также демонстрируют признаки атмосфер. В исследовании обсуждаются, в частности, TOI-561 b и CoRoT-7b. Это показывает, что 55 Cancri e не обязательно является уникальным исключением, которое можно просто удалить из общей картины. Наблюдения указывают на необходимость учитывать внутреннюю эволюцию планет при построении моделей атмосферных потерь.
Что именно изменилось в представлении об атмосферах экзопланет
Главный результат работы заключается не в том, что прежняя «космическая береговая линия» оказалась полностью неверной. Она по-прежнему остаётся полезным эмпирическим описанием связи между атмосферой, облучением и способностью планеты удерживать газ.
Проблема заключается в том, что одна граница не описывает все возможные режимы. Горячие лавовые миры показали, что сильное облучение не всегда приводит к быстрому исчезновению атмосферы, если внутри планеты существует эффективный источник её пополнения. С другой стороны, более прохладные каменистые планеты у M-карликов показывают, что относительно слабое облучение тоже не гарантирует сохранения атмосферы.
Поэтому исследователи предлагают рассматривать две разные границы, определяемые различной физикой. Горячая «космическая отмель» определяется прежде всего балансом между дегазацией и потерей атмосферы, тогда как более холодная «космическая береговая линия» связана преимущественно с возможностью атмосферы противостоять процессам ухода газа. Между ними располагается «безвоздушная долина», где потеря атмосферы может превышать её пополнение.
Такой подход позволяет связать в единую картину очень разные экзопланеты — от раскалённых миров с океанами магмы до более холодных каменистых планет. При этом модель остаётся теоретической и должна проверяться дальнейшими наблюдениями. Она не утверждает, что все экзопланеты распределяются по трём строго разделённым категориям без исключений.
Главное значение новых результатов состоит в том, что атмосфера планеты оказывается результатом постоянно меняющегося баланса между внешним воздействием и внутренней эволюцией. Звезда может удалять газ, но сама планета способна возвращать его из недр. Пока эти процессы компенсируют друг друга, атмосфера может сохраняться даже в условиях, которые раньше считались почти несовместимыми с её существованием.
Для изучения экзопланет это означает необходимость рассматривать не только расстояние до звезды и размеры планеты, но и её внутреннее состояние, запас летучих веществ, возраст, приливный нагрев и историю охлаждения. Именно сочетание этих факторов определяет, станет ли каменистый мир плотным атмосферным объектом, практически безвоздушной планетой или горячим лавовым миром, способным поддерживать атмосферу за счёт собственного расплава.
Источники:
Статья создана по материалам UniverseToday.com
