Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Различие масс и состава планет приводит к разной средней плотности. Интересно, что наименьшая плотность наблюдается не у самых больших газовых гигантов. Чтобы набрать толстую газовую оболочку, необходимо массивное ядро, которое состоит из элементов тяжелее гелия. По этой причине не существует целиком водородно-гелиевых планет и, наоборот, очень массивных планет без водородно-гелиевых оболочек, кроме тех случаев, когда близость к звезде привела к испарению или стеканию внешних слоев. Поэтому самую низкую плотность имеют некоторые «недогиганты», у которых не успело сформироваться достаточно массивное ядро (примерно 10 масс Земли), однако они тем не менее смогли накопить путем аккреции достаточно толстую атмосферу.

Для формирования массивной планеты путем аккреции газа необходимо тяжелое ядро.

Необходимость массивного ядра для формирования газового гиганта объясняет и зависимость частоты встречаемости этих планет от так называемой металличности звезды, т. е. от доли элементов тяжелее гелия в ее составе. При низкой металличности в протопланетном диске недостаточно материала для создания массивных ядер. А вот частота встречаемости более легких каменных планет с массой порядка земной не демонстрирует сильной зависимости от звездной металличности.

Существенно, что структура планет-гигантов значительно меняется со временем. Происходит сжатие и оседание более тяжелых элементов ближе к центру. Например, гелий из внешних слоев может выпадать во внутренние. В результате такого процесса, к примеру, внешние слои Юпитера обеднены гелием. Перераспределение вещества приводит к значительному энерговыделению (а вот радиоактивный распад для планет-гигантов не вносит большого вклада в энерговыделение). Поэтому молодые гиганты могут быть больше и горячее, чем более проэволюционировавшие. С наблюдательной точки зрения это приводит к тому, что для больших планет с возрастами несколько десятков миллионов лет и менее можно получать прямые изображения в ИК-диапазоне, так как, с одной стороны, сами планеты являются достаточно яркими объектами, а с другой – в ИК-части спектра свет звезды уже не так мешает наблюдениям.

Для построения детальных моделей недр пока не хватает экспериментальных данных.

Представление о недрах планет во многом основано на расчетах, так как лабораторные эксперименты не позволяют воспроизвести даже условия в земных недрах, не говоря уже о центральных частях планет-гигантов. Однако даже существующие данные позволяют сделать интересные предсказания. Например, более массивные аналоги Земли должны иметь твердое железное ядро, что приводит к отсутствию мощного магнитного поля. При этом магнитное поле считается существенным фактором для развития сложных форм жизни, поскольку оно защищает планету от звездного ветра и предотвращает потерю газов из атмосферы. Поэтому железно-каменные, но при этом слишком массивные планеты (особенно вокруг красных карликов) не следует рассматривать как хорошие кандидаты в потенциально обитаемые планеты.

В жизни планетной системы можно выделить несколько этапов, основные из которых связаны с периодом ее формирования и становления. Первую стадию можно назвать протозвездной, в это время происходит сжатие сравнительно плотного холодного сгустка межзвездной среды, из его основной массы сформируется звезда (или несколько звезд). Однако из-за вращения и наличия магнитного поля в среде также формируется диск вокруг звезды (если речь идет о двойной системе, то диски могут образоваться и вокруг каждой из звезд, и вокруг всей системы). Постепенно в диске, состоящем из газа и пыли, начинается формирование все более крупных объектов, что может в итоге привести к возникновению планетной системы. Наличие подобного этапа стало первым шагом в моделях образования планет еще со времен Канта (Immanuel Kant) и Лапласа (Pierre-Simon de Laplace).

Иммануил Кант и Пьер-Симон Лаплас – авторы первых реалистичных моделей образования Солнечной системы.

Начальная масса и состав вещества в протозвездной туманности задают многие свойства будущей планетной системы. Поскольку содержание элементов в среднем одинаково и доминируют водород и гелий (около 98 % по массе), то массивные планеты могут быть только газовыми. Во-первых, только этих элементов достаточно много, а во-вторых, даже в случае возникновения твердого протопланетного ядра из более тяжелых элементов оно сразу же аккрецирует много газа, и в окончательном составе планеты все равно будут доминировать легкие летучие вещества.