Visa gausa svetimų pasaulių, kuriuos aptikome: superžemės, mini-Neptūnai, lavos pasauliai ir kt.
1. Nuo retų atvejų iki paplitusių reiškinių
Dar prieš kelis dešimtmečius planetos už mūsų Saulės sistemos ribų tebuvo spėjimas. Nuo pirmųjų patvirtintų aptikimų 1990-aisiais (pvz., 51 Pegasi b) egzoplanetų tyrimų laukas smarkiai išsiplėtė – dabar jau žinome per 5000 patvirtintų planetų ir dar daugybę kandidatų. Kepler, TESS bei antžeminiai spinduliuotės greičio (radial velocity) tyrimai atskleidė, kad:
- Planetinės sistemos yra labai paplitusios – dauguma žvaigždžių turi bent po vieną planetą.
- Planetų masės ir orbitinės sandaros yra kur kas įvairesnės, nei įsivaizdavome iš pradžių, čia randame planetų klases, kurių mūsų Sistemoje neturime.
Ši egzoplanetų įvairovė – karštieji Jupiteriai, superžemės, mini-Neptūnai, lavos pasauliai, vandenyniniai pasauliai, sub-Neptūnai, itin trumpų orbitų uoliniai kūnai, bei toli esančios milžinės – parodo, kokia išradinga gali būti planetų formacija skirtinguose žvaigždžių aplinkose. Šie nauji tipai taip pat meta iššūkį mūsų teoriniams modeliams, priverčiant juos tobulinti migracijos scenarijus, diskų substruktūras bei alternatyvius formavimosi būdus.
2. Karštieji Jupiteriai: masyvios milžinės arti žvaigždžių
2.1 Pirmieji netikėtumai
Vienas pirmųjų pribloškusių radinių buvo 51 Pegasi b (1995) – karštasis Jupiteris, savo mase prilygstantis Jupiteriui, bet besisukantis vos 0,05 AV atstumu nuo žvaigždės, orbitą apsukdamas maždaug per 4 dienas. Tai laužė mūsų Saulės sistemos supratimą, kuriame milžinės planetos „gyvena“ šaltose tolimose srityse.
2.2 Migracijos hipotezė
Karštieji Jupiteriai, matyt, susiformuoja už šalčio ribos, kaip ir įprastos joviškosios planetos, o vėliau pasislenka į vidų dėl diskinės planetos ir disko sąveikos (II tipo migracijos) arba vėlesnių dinaminių procesų (planetų tarpusavio išsklaidymas ir potvyninis suapvalinimas). Dabar spinduliuotės greičio (radial velocity) tyrimai vis dar randa nemažai tokių arti žvaigždės esančių milžinių, nors jie sudaro vos keletą procentų Saulės tipo žvaigždžių, rodo, kad karštieji Jupiteriai nėra labai dažni, bet lieka svarbus reiškinys [1], [2].
2.3 Fiziniai bruožai
- Didesnis spindulys: Daug karštųjų Jupiterių turi „išsipūtusius“ spindulius, galbūt dėl stiprios žvaigždės spinduliuotės arba vidinių šiluminių mechanizmų.
- Atmosferų tyrimai: Perdangos (transit) spektroskopija rodo natrio, kalio linijas, o pas ypač karštus kartais net išgarintus metalus (pvz., geležį).
- Orbita ir sukimosi ašis: Dalis karštųjų Jupiterių turi reikšmingai pasvirusias orbitas dideliu kampu planetos žvaigždės sukimosi atžvilgiu, rodo dinamišką migracijos ar išsklaidymo istoriją.
3. Superžemės ir mini-Neptūnai: tarpinių parametrų planetos
3.1 Vidutinio dydžio pasaulių atradimas
Vienas gausiausių egzoplanetų tipų, kurį aptiko Kepler, yra tos, kurių spinduliai apie 1–4 Žemės spindulių, o masės – nuo kelių Žemės masių iki ~10–15 Žemės masių. Šios planetos, pramintos superžemėmis (jeigu daugiausiai uolinės) ar mini-Neptūnais (jeigu turi juntamą vandenilio/helio apvalkalą), papildo nišą, kurios mūsų Saulės sistema neturi – nes mūsų Žemė (~1 R⊕) ir Neptūnas (~3,9 R⊕) palieka nemažą tarpą. Bet egzoplanetų duomenys rodo, kad daugelis žvaigždžių turi būtent tokių vidutinio spindulio/masės planetų [3].
3.2 Pagrindinių sudėčių įvairovė
Superžemės: Tikėtina, kad jose vyrauja silikatai/geležis, su menku dujiniu apvalkalu (ar visai be jo). Galėjo susidaryti netoli vidinio disko ir būti stambūs uoliniai kūnai (kai kurie turi vandens sluoksnius ar storas atmosferas).
Mini-Neptūnai: Panašios masės, bet turintys daugiau H/He ar lakiųjų medžiagų sluoksnį, todėl mažesnis tankis. Gal susiformavo šiek tiek toliau nuo šalčio ribos ar spėjo prisijungti daugiau dujų, kol diskas neišnyko.
Perėjimas nuo superžemės iki mini-Neptūno rodo, kad net ir nedideli susidarymo laiko ar vietos skirtumai gali sukelti ryškius atmosferų ir galutinio tankio skirtumus.
3.3 Spindulio spraga
Išsamūs tyrimai (pvz., California-Kepler Survey) nustatė „spindulio spragą“ ties ~1,5–2 Žemės spindulio riba. Tai reiškia, kad dalis mažesnių planetų praranda atmosferas (virsta uolinėmis superžemėmis), o kitos jas išlaiko (mini-Neptūnai). Šis reiškinys tikriausiai susijęs su žvaigždės spinduliuotės fotoišgarinimu ar skirtingais branduolio dydžiais [4].
4. Lavos pasauliai: itin trumpų orbitų uolinės planetos
4.1 Potvynių fiksacija ir išsilydę paviršiai
Kai kurios egzoplanetos skrieja be galo arti žvaigždės, sukdamosi trumpiau nei per 1 dieną. Jei jos uolinės, paviršiaus temperatūra gali gerokai viršyti silikatų lydymosi ribą, paversdama jų žvaigždės pusę magmos vandenynu. Tai vadinamieji lavos pasauliai, pavyzdžiai yra CoRoT-7b, Kepler-10b, K2-141b. Gali net susidaryti išgaravusio mineralo atmosferos [5].
4.2 Formavimasis ir migracija
Tikėtina, kad šios planetos neužgimė taip arti žvaigždės (ten būtų pernelyg karšta diskui), o migravo panašiai, kaip karštieji Jupiteriai, tik kad šios turi mažesnę masę arba neprisijungė dujų. Stebėdami jų neįprastą sudėtį (pvz., geležies garų linijas) ar fazinius kreivių pokyčius galime patikrinti aukštos temperatūros atmosferos ir paviršiaus garavimo teorijas.
4.3 Tektonika ir atmosferos
Teoriškai lavos pasauliai gali turėti intensyvią vulkaninę ar tektoninę veiklą, jei dar išliko lakiųjų. Visgi dauguma netenka atmosferos dėl stipraus fotoišgarinimo. Kai kurie gali formuoti geležies „debesis“ ar „liūtis“, bet tai sudėtinga tiesiogiai patikrinti. Jų tyrimas padeda suprasti ekstremalius „uolinių egzoplanetų“ atvejus – kur uolienos išgaruoja veikiant žvaigždei.
5. Daugiaplanetės rezonansinės sistemos
5.1 Glaudžios rezonansinės grandinės
Kepler tyrimai rado daugybę žvaigždžių sistemų su 3–7 ar daugiau glaudžiai išsidėsčiusių sub-Neptūnų ar superžemių. Kai kurios (pvz., TRAPPIST-1) rodo beveik rezonansinius grandinės ryšius tarp gretimų planetų, tokias kaip 3:2, 4:3, 5:4 ir pan. Tai aiškinama diskine migracija, kuri suveda planetas į tarpusavio rezonansus. Jei jos išlieka stabilios, rezultatas – glaudi rezonansinė grandinė.
5.2 Dinaminis stabilumas
Nors daugelis tokių daugiaplančių sistemų sukasi stabiliai rezonansinėmis orbitomis, kitose tikėtinas dalinis išsklaidymas ar susidūrimai, paliekant mažiau planetų ar didesnius atstumus tarp jų. Egzoplanetų populiacijoje randame nuo kelių susispaudusių superžemių iki milžinių planetų aukštomis ekscentrinėmis orbitomis – tai atspindi planetų tarpusavio sąveikos galimybes, leidžiančias sukurti ar suardyti rezonansus.
6. Tolimose orbitose esančios milžinės ir tiesioginis vaizdavimas
6.1 Atitolę dujiniai milžinai
Nuo 2000-ųjų vykdomi tiesioginio vaizdavimo tyrimai (Subaru, VLT/SPHERE, Gemini/GPI) retkarčiais randa masyvių joviškų ar net superjoviškų planetų, nutolusių dešimtis ar šimtus AV nuo žvaigždės (pvz., HR 8799 keturi milžiniai). Jos gali susidaryti per branduolio akreciją, jei diskas buvo masyvus, arba dėl gravitacinės nestabilumo išoriniame diske.
6.2 Ruda nykštukė ar planetinė masė?
Kai kurie tolimi palydovai priartėja prie ~13 Jupiterio masių ribos, skiriančios rudas nykštukes (galinčias lydyti deuterį) nuo egzoplanetų. Nustatyti, ar tokios didžiulės masės „draugės“ yra planeta, ar rudoji nykštukė, kartais priklauso nuo susidarymo istorijos ar dinaminės aplinkos.
6.3 Poveikis išoriniams nuolaužų diskams
Plačiomis orbitomis besisukančios milžinės gali formuoti nuolaužų diskus, išvalyti tarpelius ar kurti žiedines struktūras. Pavyzdžiui, HR 8799 turi vidinę nuolaužų juostą ir tolimą išorinę juostą, o planetos stovi per vidurį. Tokios sistemos tyrimas padeda suvokti, kaip milžinės planetos pertvarko likusias planetesimales – kaip mūsų sistemoje Neptūnas veikė Koiperio juostą.
7. Neįprasti reiškiniai: potvyninis šildymas, nykstančios planetos
7.1 Potvyninis šildymas: „Ijo“ efektas ar super-Ganimedai
Stiprių potvyninių jėgų egzistavimas egzoplanetų sistemose gali sukelti intensyvų vidinį šildymą. Kai kurios superžemės rezonanse gali patirti vulkanizmą ar kriovulkanizmą (jei toliau nuo žvaigždės). Bet kokių galimų dujų išsiskyrimų pastebėjimas ar neįprastos spektrinės žymės patvirtintų, kad potvyninė geologija egzistuoja ne vien Io pavyzdyje.
7.2 Išgaruojančios atmosferos (karštos egzoplanetos)
Žvaigždės UV spinduliuotė gali „nudraskyti“ viršutinius sluoksnius, sukurti išgaruojančių ar „hthoninių“ liekanų. Pvz., GJ 436b rodo plūstančias helio/hidrogeno „uodegas“. Taip galima susidaryti sub-Neptūnų, kurie netenka dalies masės ir tampa superžemėmis (tai siejama su minėta spindulio spraga).
7.3 Itin tankios planetos
Aptinkamos ir labai didelio tankio egzoplanetos – galbūt geležinės ar netekusios mantijos. Jei planeta patyrė smūgį ar išsklaidymą, nusinešusį lakiąsias ir silikatines dalis, liktų „geležinė planeta“. Tokių kraštutinių atvejų tyrimai padeda suvokti diskų chemijos ir dinamikos įvairovę.
8. Gyvybinė zona ir galimai tinkami gyvybei pasauliai
8.1 Į Žemę panašūs atitikmenys
Tarp daugybės egzoplanetų kai kurios sukasi savo žvaigždės gyvenamojoje zonoje, gaudamos pakankamai, bet ne per daug spinduliuotės, kad vanduo galėtų išlikti skystas, jei atmosfera tinka. Daug tokių planetų yra superžemės ar mini-Neptūnai; ar jos tikrai primena Žemę, neaišku, bet šis klausimas labai domina dėl galimos gyvybės.
8.2 M nykštukių pasauliai
Mažos raudonosios (M) nykštukės – populiariausios žvaigždės Galaktikoje – dažnai turi kelias uolines ar sub-Neptūnų planetas glaudžiose orbitose. Jų gyvenamosios zonos yra labai arti žvaigždės. Tačiau tai kelia iššūkių: potvyninis užsirakinimas, stiprūs žvaigždės žybsniai, galimas vandens praradimas. Visgi TRAPPIST-1 su septyniomis Žemės dydžio planetomis parodė, kaip įvairūs ir galimai tinkami gyvybei gali būti M nykštukių pasauliai.
8.3 Atmosferų tyrimai
Norint įvertinti galimą gyvybingumą ar ieškoti biosignatūrų, JWST, būsimi itin dideli teleskopai (ELT) ir kitos misijos analizuos egzoplanetų atmosferas. Subtilūs spektriniai pėdsakai (pvz., O2, H2O, CH4) gali rodyti gyvybines sąlygas. Įvairovė egzoplanetų pasaulių – nuo superkarštų lavinių iki sub-šaltų mini-Neptūnų – reiškia, kad atmosferų chemija ir galimos klimato sąlygos yra itin margos.
9. Sintezė: kodėl tokia įvairovė?
9.1 Skirtingi formavimosi keliai
Mažos pradinės skirtumo variacijos – protoplanetinio disko masė, cheminė sudėtis, ilgaamžiškumas – gali ryškiai pakeisti galutinius rezultatus: kai kurios sistemos išaugina stambius dujinius milžinus, kitos tik mažas uolines ar daug ledo turinčias planetas. Diskinė migracija ir planetų tarpusavio sąveikos dar labiau perkelia orbitas, todėl galutinis paveikslas gali smarkiai skirtis nuo mūsų Saulės sistemos.
9.2 Žvaigždės tipas ir aplinka
Žvaigždės masė bei šviesis lemia sniego linijos vietą, disko temperatūros profilį, gyvenamosios zonos ribas. Didelės masės žvaigždės turi trumpesnius diskus, gal greit suformuojančius milžines, arba nesugebančius išauginti daugelio mažų pasaulių. M nykštukės su mažesniais diskais dažnai augina superžemę ar mini-Neptūnų rinkinį. Be to, žvaigždės aplinka (pvz., netoli esantys OB spiečiaus nariai) gali fotoišgarinti diską, ištrindami išorinę sistemą, taip skatindami kitokią planetinę pabaigą.
9.3 Tolimesni tyrimai
Egzoplanetų stebėjimo metodai (tranzitai, spinduliuotės greičio matavimai, tiesioginis vaizdavimas, mikrolęšiavimas) vis tobulėja, leisdami geriau fiksuoti masės ir spindulio ryšius, ašių posvyrį, atmosferų sudėtį ir orbitinę struktūrą. Taip egzoplanetų „zoologijos sodas“ su karštaisiais Jupiteriais, superžemėmis, mini-Neptūnais, lavos pasauliais, vandenyniniais pasauliais, sub-Neptūnais ir kitais tipais nuolat pildosi, atskleisdamas kompleksiškas procesų kombinacijas, formuojančias tokią įvairovę.
10. Išvada
Egzoplanetų įvairovė aprėpia milžinišką planetų masių, dydžių ir orbitinių išsidėstymų spektrą – daug didesnį, nei mums rodė mūsų Saulės sistema. Nuo plieskiančių „lavos pasaulių“ itin trumpose orbitose iki superžemių ir mini-Neptūnų, užpildančių spragas, kokių mūsų sistemoje nėra, ir nuo karštųjų Jupiterių netoli žvaigždės iki milžinių resonansinėse grandinėse ar plačiose tolimose orbitose – visi šie svetimi pasauliai atskleidžia, kaip diskų fizika, migracija, išsklaidymas ir žvaigždinė aplinka susipina.
Šių „keistų“ konfigūracijų tyrimas leidžia astronomams tobulinti planetų formavimo ir evoliucijos modelius, palaipsniui sukuriant visuminį supratimą, kaip iš kosminių dulkių ir dujų gimsta tokia įvairovė planetų. Dėl vis geresnės teleskopų įrangos ir aptikimo būdų ateityje galėsime dar giliau įsigilinti į šiuos pasaulius – tyrinėjant jų atmosferas, galimą tinkamumą gyvybei ir fiziką, valdančią kiekvienos žvaigždės unikalią planetinę šeimą.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Mayor, M., & Queloz, D. (1995). “A Jupiter-mass companion to a solar-type star.” Nature, 378, 355–359.
- Winn, J. N., & Fabrycky, D. C. (2015). “The Occurrence and Architecture of Exoplanetary Systems.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 53, 409–447.
- Batalha, N. M., et al. (2013). “Planetary candidates observed by Kepler. III. Analysis of the first 16 months of data.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 204, 24.
- Fulton, B. J., et al. (2017). “The California-Kepler Survey. III. A Gap in the Radius Distribution of Small Planets.” The Astronomical Journal, 154, 109.
- Demory, B.-O. (2014). “Planetary Interiors and Host Star Composition: Inferences from Dense Hot Super-Earths.” The Astrophysical Journal Letters, 789, L20.
- Vanderburg, A., & Johnson, J. A. (2014). “A Technique for Extracting Highly Precise Photometry for the Two-Wheeled Kepler Mission.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 126, 948–958.