На протяжении столетий Солнечная система оставалась единственной известной людям планетной системой. У нас не было доказательств существования миров за пределами собственного космического «двора», и мы представляли себе, что если где-то и есть другие системы, то они должны напоминать нашу: маленькие каменистые планеты, обращающиеся близко к своим звёздам, и гиганты вроде Юпитера и Сатурна на дальних орбитах.
Учёные изучали историю Солнца и его спутников всеми доступными методами и создавали на основе этих данных представление о том, как формируются и эволюционируют планеты. Но примерно три десятилетия назад астрономы обнаружили экзопланеты, обращающиеся вокруг других звёзд. С тех пор мы нашли тысячи подобных объектов — и эти открытия полностью изменили наши представления о планетах.
Оказалось, что планетные системы в нашей Галактике поражают разнообразием: в одних миры упакованы тесно и располагаются в необычных конфигурациях, в других господствуют газовые гиганты, скользящие по орбитам почти у самых звёзд. Так сформировалась новая область науки о планетах — демография экзопланет. Анализируя закономерности в размерах, орбитах и составах обнаруженных миров, учёные реконструируют реальные процессы, формирующие планетные системы. И перед нами открывается не простая история, а головоломка: ярко выраженные тенденции в распределении планет бросают вызов нашему пониманию того, как они формируются и развиваются.
Эти тенденции дают ключи к ответам на фундаментальные вопросы. Почему в природе почти нет планет определённых размеров — прежде всего целой «полосы отсутствующих миров», чуть крупнее Земли? Почему в нашей собственной системе нет наиболее распространённых в Галактике типов планет — больше Земли, но меньше Нептуна? И, пожалуй, самое важное: как эти открытия влияют на наш поиск обитаемых миров?
Разгадать эти головоломки значит не просто изучить отдельные планеты, а увидеть общую картину. Исследуя закономерности в демографии экзопланет, мы узнаём не только то, как устроены планетные системы, но и то, какое место Солнечная система занимает в этом галактическом контексте. В конечном счёте нас интересует, является ли наша планета редким космическим феноменом — или же условия, при которых здесь возникла жизнь, на самом деле широко распространены во Вселенной.
Первое надёжно подтверждённое открытие экзопланеты было сделано в 1992 году на орбите пульсара — быстро вращающейся нейтронной звезды, испускающей радиоволны и образовавшейся в результате взрыва массивного светила, превратившего его в сверхновую. До сих пор неясно, пережили ли эти планеты сам взрыв своей звезды или же сформировались из её обломков. В любом случае они остаются «белыми воронами» в совокупности известных нам экзопланет.
Существование горячих юпитеров поставило под сомнение ведущие модели формирования планет. Эти теории опирались на строение нашей планетной системы, где каменистые планеты обращаются близко к Солнцу, а газовые гиганты располагаются значительно дальше, в более холодных областях, где они могут наращивать запасы водорода и гелия. Но здесь перед нами оказался мир с юпитерианской массой, каким-то образом занявший обжигающе жаркие внутренние области своей системы. Если массивные планеты способны формироваться так близко к звёздам — или же гораздо дальше и затем мигрировать внутрь, — какие ещё неожиданные конфигурации могут существовать?
Астрономы обнаружили 51 Пегаса b, зафиксировав лёгкое «покачивание» звезды, вызванное гравитационным притяжением обращающейся вокруг неё планеты — при помощи метода, называемого доплеровским (или методом лучевых скоростей). Когда планета обращается вокруг звезды, она слегка тянет её на себя. С нашей точки зрения на Земле такая звезда поочерёдно чуть приближается к нам и удаляется (если орбита наклонена под нужным углом к нашему лучу зрения), и её свет то краснеет, то синеет по спектру — подобно тому, как тон сирены скорой помощи повышается, когда машина приближается, и падает, когда она проезжает мимо. Чем больше масса планеты и чем ближе её орбита, тем сильнее колебание звезды и тем проще её обнаружить.
Вот почему первыми экзопланетами, найденными при помощи этого метода, стали «горячие юпитеры» — и почему у такой стратегии проявляется сильный селекционный эффект в пользу крупных планет на тесных орбитах. По мере того как методом лучевых скоростей открывали всё больше планет, стали проявляться закономерности. К 2008 году, после обследования сотен звёзд, исследователи установили, что примерно у 10% солнцеподобных светил есть гигантские планеты на расстоянии нескольких астрономических единиц от них (астрономическая единица — расстояние от Земли до Солнца). Однако эти ранние демографические тренды были сильно искажены нашими ошибками наблюдения.
Серьёзный шаг вперёд в демографии планет был сделан, когда NASA запустило космический телескоп Kepler. В течение четырёх лет Kepler непрерывно наблюдал более 150 000 звёзд и обнаружил тысячи планет, используя так называемый транзитный метод. Он заключался в поиске слабого уменьшения яркости звезды, возникающего, когда планета проходит по диску светила с нашей точки зрения. Результаты оказались поразительными: Эрик А. Петигура, мой научный руководитель в аспирантуре Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе, проанализировал данные Kepler и доказал, что примерно у половины звёзд, похожих на Солнце, есть по крайней мере одна планета размером в диапазоне между Землёй и Нептуном. Такие планеты, которых в Солнечной системе нет вовсе, как правило, совершают полный оборот вокруг своих звёзд за недели или месяцы, а не за годы. Задним числом стало ясно, что считать нашу систему галактическим шаблоном было недальновидно. Но в астрономии есть негласное эмпирическое правило: безопаснее всего предполагать, что мы — не исключение, а правило, так что, думаю, нас за это можно простить.
По мере накопления выборки Kepler одна загадка становилась всё очевиднее. Астрономы увидели поразительный дефицит планет с размерами примерно от 1,6 до 1,9 радиуса Земли — так называемый «радиусный разрыв». И это оказался не артефакт метода: даже после того как исследователи учли все селекционные эффекты и наблюдательные смещения, провал в распределении сохранялся. Значит, в процессах формирования и эволюции планет есть нечто, что активно препятствует существованию миров такого промежуточного размера — скорее всего, механизм, который срывает атмосферы с планет в этом диапазоне.
Ещё больше запутывает картину феномен, получивший название «пустыня горячих Нептунов». Планеты размером с Нептун почти не встречаются на орбитах короче примерно трёх суток. Причины этого феномена всё ещё изучаются, но, вероятно, свою роль играют экстремальное излучение звёзд на таких расстояниях и приливные силы. Как и в случае с меньшими планетами с массами вблизи радиусного разрыва, короткопериодические «нептуны» особенно уязвимы к потере атмосферы. Со временем их массивные газовые оболочки могут быть полностью сорваны, и тогда остаются голые каменистые ядра, которые мы бы отнесли к суперземлям — увеличенным версиям нашего собственного каменистого мира. Учёные считают, что «пустыня горячих Нептунов» — это более явное проявление тех же процессов, которые формируют радиусный разрыв (по мере накопления наблюдений некоторые теоретические модели даже предсказывали появление этих особенностей как следствие звёздного излучения).
Источник данных: «The California-Kepler Survey. X. The Radius Gap as a Function of Stellar Mass, Metallicity, and Age», Эрик А. Петигура и соавт., Astronomical Journal, т. 163, март 2022 года.
Последующие наблюдения методом лучевых скоростей с наземных телескопов добавили к этой головоломке ещё один важный элемент. Измеряя массы уже известных экзопланет, астрономы обнаружили, что радиусный разрыв соответствует различиям в химическом составе. Планеты с массами ниже разрыва плотные и каменистые, как Земля, тогда как планеты выше разрыва имеют меньшую плотность, что указывает на наличие у них мощных атмосфер. Более мелкие миры, по-видимому, являются суперземлями. Крупные — это «мини-Нептуны» с каменистыми ядрами, укутанными толстыми оболочками из водорода и гелия.
Такое распределение планет по составу ставит перед нами принципиальные вопросы. Все ли малые планеты изначально формируются с мощными атмосферами, а часть из них со временем их теряет? Или же они с самого начала имеют разный состав? Недавние наблюдения планет, которые прямо сейчас теряют атмосферу, указывают, что утечка газа играет существенную роль.
Астрономы полагают, что существует несколько механизмов, способных сорвать атмосферу с планеты или вообще помешать её формированию. Два главных кандидата — фотоиспарение и потеря массы за счёт энергии ядра. Вместе они, возможно, и объясняют радиусный разрыв и «пустыню горячих Нептунов».
Фотоиспарение — одна из лучших гипотез, объясняющих радиусный разрыв. Когда в молодых звёздах начинается термоядерная реакция, они излучают жёсткий ультрафиолет и рентгеновское излучение, а также мощные потоки заряженных частиц. Планеты, обращающиеся слишком близко к ним, оказываются погружены в это излучение: их атмосферы нагреваются до температур, при которых частицы способны улетать в открытый космос.
Представим себе две только что сформировавшиеся планеты на одном и том же расстоянии от своих звёзд. Обе начинают свой путь с каменистым ядром и массивной газовой оболочкой из водорода и гелия. Планета A имеет меньшую массу и более слабую гравитацию, поэтому не может удержать атмосферу, пока звезда облучает её энергией. Она быстро теряет весь газ, который улетает в космос, и превращается в плотную каменистую суперземлю. Когда мы наблюдаем эту систему, лишившаяся атмосферы планета выглядит менее крупной. У планеты B, напротив, масса больше и гравитация сильнее, поэтому она способна удержать большую часть своей газовой оболочки. Такая планета выглядит большой — благодаря лёгкой, раздувшейся первичной оболочке.
Согласно гипотезе фотоиспарения, в распределении экзопланет должны проявляться несколько характерных черт — и они хорошо совпадают с тем, что мы наблюдаем. Например, радиусный разрыв должен «наклоняться» вниз с увеличением орбитального периода, потому что планеты, находящиеся ближе к звёздам, испытывают более интенсивное излучение и должны быть более массивными, чтобы сохранить свои атмосферы. Аналогичным образом мы видим почти полное отсутствие планет размером с Нептун на орбитах короче трёх суток — так называемую «пустыню горячих Нептунов». В этой области утечка атмосферы настолько эффективна, что выжить могут только голые каменистые ядра.
Второй механизм, приводящий к исчезновению планетных атмосфер — это потеря массы за счёт энергии ядра. Она обусловлена теплом, которое генерируется внутри планеты. После формирования миры сохраняют значительное количество тепла, выделившегося в процессе накопления массы. Это остаточное внутреннее тепло способно подогревать основание атмосферы по мере остывания планеты, как бы «поднимая» первичную оболочку снизу и облегчая потерю газа в сочетании с воздействием излучения звезды.
Сценарий потери массы за счёт энергии ядра предполагает, что меньшие и менее массивные планеты — с более слабой гравитацией и менее плотной газовой оболочкой — по мере остывания за сотни миллионов лет теряют нижний слой атмосферы. Более крупные планеты, напротив, обладают достаточной гравитацией, чтобы удержать свои оболочки, несмотря на внутренний нагрев. Этот механизм тоже хорошо согласуется с существованием радиусного разрыва, поскольку планеты промежуточных размеров оказываются наиболее уязвимыми к утечке атмосферы таким образом.
В конечном счёте горячие планеты остывают, а излучение звезды продолжает подогревать их атмосферы. Астрономы считают, что оба механизма действуют одновременно, но пока неясно, какой из них вносит наибольший вклад в эволюцию планет. Скорее всего, итог зависит от конкретных условий на каждой планете.
Вероятно, свою роль играют и другие процессы. Согласно гипотезе быстрого «выкипания» атмосферы, в ранние годы жизни планеты (вскоре после формирования звезды), окружающий светило протопланетный диск, из вещества которого формировались планеты, рассеивается. Из-за резкого падения давления в окрестности планеты её атмосфера может пережить короткую фазу стремительного «выкипания».
В других случаях планеты могут формироваться в среде, бедной газом. Тогда у них с самого начала не будет плотных атмосфер, и их строение естественным образом окажется каменистым. Наконец, мощные столкновения между молодыми планетами способны срывать их атмосферы, оставляя после себя голые каменистые ядра — этот процесс называют коллизионным «обезжелезиванием» планет. Хотя такие события, вероятно, редки, они могут объяснить существование некоторых групп планет.
Недавние наблюдения впервые позволили застать часть этих сценариев в действии, дав прямые свидетельства потери атмосферы. Поскольку больше всего массы планеты теряют в юном возрасте, у многих малых планет, доступных для наблюдений, значимой утечки уже не происходит. Зато есть особенно благоприятный случай для наблюдения атмосферы, ускользающей в реальном времени: газовый гигант на тесной орбите, то есть «горячий юпитер».
Яркий пример — планета WASP-69b, которую наша группа наблюдала при помощи телескопа обсерватории У. М. Кека на Гавайях. WASP-69b — газовый гигант юпитерианского размера, но массой приблизительно с Сатурн и находящийся настолько близко к своей звезде, что полный оборот вокруг неё занимает всего 3,8 суток. В статье, опубликованной нами в 2024 году, мы сообщили о потоках вещества вокруг планеты, указывающих на то, что она активно теряет гелий. В этом случае механизм потери массы должен быть именно фотоиспарением. Планета слишком массивна, чтобы заметно терять массу только за счёт внутреннего нагрева, вместо этого её «обстреливает» высокоэнергетическое излучение звезды. Наши наблюдения показали, что WASP-69b теряет порядка 200 000 тонн вещества в секунду — это примерно одна земная масса за миллиард лет. Кроме того, мы видим резкие изменения формы потока утекающего газа: иногда он вытягивается в подобный комете хвост длиной более 560 000 км, а иногда выглядит гораздо менее выраженным.
Такая изменчивость, вероятнее всего, связана с изменениями активности звезды. Подобно тому как наше Солнце проходит через фазы повышенной и пониженной активности в ходе магнитного цикла, другие звёзды тоже переживают периоды более или менее интенсивного излучения и вспышек. Отрезки повышенной активности могут усиливать скорость утечки атмосферы и изменять форму потока вещества, ускользающего с планеты. Это динамичное «перетягивание каната» между звездой и планетой показывает, что потеря атмосферы даже у сравнительно зрелых миров может быть далеко не равномерным и постоянным процессом. Скорее, это непрерывная борьба, исход которой определяется и свойствами самой планеты, и «настроением» её звезды.
Наши результаты и данные других групп показывают, как фотоиспарение помогает объяснить и радиусный разрыв, и «пустыню горячих Нептунов», демонстрируя этот процесс потери массы в реальном времени. На определённом расстоянии до звезды планете нужна минимальная масса, чтобы удержать атмосферу под непрерывной бомбардировкой высокоэнергетическим излучением. Радиусный разрыв разделяет планеты, которым этой массы хватает, и те, которым нет. «Пустыня горячих Нептунов» показывает, как этот эффект усиливается по мере того, как планета оказывается всё ближе к звезде и интенсивность излучения растёт экспоненциально. На достаточно малых расстояниях до звезды только горячие юпитеры обладают достаточной массой, чтобы сохранять атмосферу, — все прочие планеты остаются оголёнными каменистыми ядрами.
Следующее десятилетие обещает быть захватывающим этапом в уточнении наших представлений о демографии планет. Хотя большинство астрономов согласны с тем, что основная причина, по которой мы не видим чуть более крупные «земли» и горячие «нептуны» на тесных орбитах, — это потеря атмосферы, тонкие детали остаются неясными. Является ли доминирующим фактором фотоиспарение, вызванное звёздным излучением? Или большую роль играет потеря массы за счёт энергии ядра, подпитываемая внутренним теплом планеты? Чтобы разобраться, какой вклад вносит каждый из этих механизмов, нужно новое поколение телескопов и приборов, способных с высокой точностью измерять массы, составы и атмосферы экзопланет.
Мы надеемся лучше понять, как радиусный разрыв зависит от типа звезды. Для маломассивных светил, таких как звёзды типа M, радиусный разрыв, по-видимому, смещается: меньшие планеты вокруг таких звёзд чаще сохраняют свои атмосферы, потому что подвергаются более слабому излучению, чем в системах с более крупными звёздами. Кроме того, радиусный разрыв у них обычно выражен менее чётко, поскольку маломассивные звёзды излучают в другом диапазоне, чем более массивные. Планеты в их системах также, как правило, отличаются большим разнообразием составов ядер, а сами системы могут характеризоваться повышенной частотой крупных столкновений с другими космическими объектами.
Планеты у звёзд типа M обычно обращаются гораздо ближе к ним, в областях, где звёздная активность — вспышки и звёздный ветер — может сильно влиять на сохранность атмосферы. Подробные наблюдения этих миров уже намекают, что некоторые из них могут содержать значительные запасы воды, возможно в виде глубоких глобальных океанов под водородообогащёнными атмосферами. Такие «водные миры» занимают особое место в демографии планет и не укладываются в простые схемы, где есть лишь каменистые суперземли и богатые газом мини-Нептуны.
Новые наземные инструменты, такие как спектрограф Keck Planet Finder, который недавно начал работу в обсерватории Кека, а также другие высокоточные приборы для измерения лучевых скоростей, будут незаменимы для проверки наших теорий. Благодаря возможности измерять массы планет у самых разных типов звёзд эти технологии помогут понять, согласуются ли массы суперземель и субнептунов с предсказаниями существующих моделей. В многопланетных системах такие данные позволяют исключить влияние звёздного облучения и сравнивать планеты, сформировавшиеся в схожих условиях.
Космический телескоп NASA TESS ведёт длительный мониторинг, который способен выявлять планеты на несколько более широких орбитах, чем у большинства известных миров. Заполняя эту пока слабо изученную область — малые экзопланеты с более длинными орбитальными периодами — такие открытия дадут ключевые данные для понимания того, как потеря атмосферы и её состав зависят от более широкого спектра планетных условий.
Настоящий скачок вперёд ожидается, когда в строй войдут несколько поистине гигантских телескопов. Наземные «супер-телескопы», такие как «Экстремально большой телескоп» Европейской южной обсерватории, должны получить первый свет от звёзд в конце 2020-х. Эти инструменты будут особенно эффективны при наблюдении молодых ярких планет, которые всё ещё светятся теплом от своего формирования. Настолько мощные телескопы дадут критически важное представление о хаотических ранних стадиях эволюции планет, когда их атмосферы наиболее уязвимы.
Также нельзя не упомянуть и флагманский космический телескоп NASA Habitable Worlds Observatory, который планируется запустить в 2040-е годы. Его проектируют специально для поиска и изучения планет, похожих на Землю, в обитаемых зонах звёзд солнечного типа. Цель миссии — получать прямые изображения таких миров и анализировать их атмосферы в поисках кислорода, метана и водяного пара — ключевых индикаторов потенциального присутствия жизни.
То, что мы узнаем при помощи всех этих новых инструментов, выйдет далеко за рамки одной лишь демографии планет. Изучая, как планеты теряют или сохраняют свои атмосферы, мы раскрываем тайны распространения жизни, её разнообразия и тех сил, которые формируют миры по всей Галактике.
Солнечная система, которую когда-то считали образцом для всех планетных систем, теперь выглядит всего лишь одной из бесчисленных вероятностей — уникальной конфигурацией во Вселенной, переполненной вариациями. У большинства звёзд, насколько мы можем судить, есть планеты, не похожие ни на один из миров в нашем космическом «дворе» — и это напоминает нам, что Вселенная куда богаче и удивительнее, чем мы привыкли думать. Разбираясь в том, какие силы формируют эти далёкие миры, мы понемногу приближаемся к ответам на одни из самых древних человеческих вопросов: насколько распространены планеты, похожие на Землю? Есть ли где-то ещё жизнь среди звёзд? И какое на самом деле место мы занимаем в этой огромной и сложной Вселенной?