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

Параметры планет в первую очередь определяются свойствами протозвездной туманности.

Твердые планеты могут быть в основном железно-каменными, так как в продуктах звездного нуклеосинтеза из всех тяжелых элементов, способных образовывать твердые тела, преобладают железо, кремний и магний. Также в протозвездном облаке достаточно много углерода и кислорода. Вместе с водородом они образуют соединения (воду, метан, углекислый газ), способные в реальных условиях протопланетного диска становиться льдом. Поэтому вдали от звезды, кроме железно-каменных, могут возникать и ледяные твердые тела.

Первоначально рост пылинок в диске происходит за счет слипания, этот процесс довольно быстро приводит к образованию тел миллиметрового размера. Однако далее возникают проблемы.

Двигаясь в газовом диске, тела размерами от сантиметров до метров очень быстро теряют энергию и выпадают на звезду. Это происходит буквально за сотни или тысячи лет – слишком быстро, чтобы они могли стать крупными. Кроме того, при столкновении таких тел они не слипаются, а разрушаются, дробятся. При этом их гравитация еще слишком слаба, чтобы не дать разлететься осколкам столкновения. Поэтому у нас сейчас нет четкого понимания, как из тел миллиметрового размера формируются планетезимали с размерами в десятки километров и более.

За счет слипания пылинок формируются тела миллиметровых размеров.

Существует несколько конкурирующих гипотез о том, как формируются достаточно крупные планетезимали. Например, могут возникать такие аэродинамические условия, что образуется «газовый мешок», заполненный камнями. Они могут сколлапсировать, сформировав твердое тело, которое продолжит аккрецировать «щебенку» (pebbles), увеличивая свою массу (это не единственный сценарий, существуют и другие).

В протопланетном диске протекает два процесса. Во-первых, планетезимали взаимодействуют друг с другом, сталкиваются. При этом можно говорить о том, что крупные поглощают мелких – этот период называют стадией олигархического роста. Во-вторых, могут сложиться условия, при которых крупный объект начнет активно аккрецировать «щебенку» – тела сантиметровых размеров. Это важно для появления массивных газовых планет.

Дело в том, что легкие твердые планеты земной группы могут формироваться относительно долго, десятки миллионов лет, за счет взаимодействия планетезималей (например, Меркурий и Марс, возможно, являются именно такими «последними из планетезималей» – самыми крупными из выживших), однако для роста гигантов есть более жесткий предел.

Для появления планеты-гиганта необходимо создать массивное ядро, пока еще в диске сохранился газ.

Газовая составляющая протопланетного диска относительно быстро рассеивается из-за излучения звезды (а в некоторых случаях и из-за излучения близких звезд). Наблюдения показывают, что диски в среднем живут менее 10 млн лет. Соответственно, для активного роста массы планеты-гиганта есть лишь несколько миллионов лет. Для начала такого роста необходимо достаточно быстро сформировать тяжелое ядро с массой около 20 земных. Это является проблемой для теоретических сценариев, и полной ясности здесь нет.

Также существует проблема объяснения существования планет-гигантов на расстояниях более нескольких астрономических единиц от звезды (например, в известной системе HR8799, где получены прямые изображения четырех гигантских планет). Рассматривается возможность гравитационной неустойчивости в протопланетном диске, в результате которой сразу могут возникать достаточно массивные объекты (в частности, известно, что так могут формироваться маломассивные звезды и бурые карлики). Этот процесс должен доминировать именно на больших расстояниях от звезд в наиболее массивных протопланетных дисках.

Газовый протопланетный диск рассеивается за 10 млн лет.

Из-за наличия в центре диска источника энергии – звезды – температура в нем падает по мере удаления от центра. На внутренней границе диска даже силикатные и углеродные пылинки могут быть испарены, а во внешних частях диска возможно существование ледяных частиц. Для разных льдов (вода, угарный газ, аммиак и т. д.) снеговая линия (см. раздел 3.2 «Основные типы экзопланет») проходит на разном расстоянии, положение этой границы также зависит от свойств звезды. Для параметров новорожденного Солнца снеговые линии (для разных типов льдов) соответствуют расстоянию около 3–5 a.е. Процесс формирования планет за снеговой линией несколько отличается от роста масс тел во внутренних частях диска. В частности, там не так остра проблема «сантиметрового барьера», так как ледяные тела могут слипаться при соударениях, образуя рыхлые структуры даже при таких небольших размерах.